Πώς γεννιούνται τα αστέρια

«Πώς γεννιούνται τα αστέρια και πώς πεθαίνουν;
Οι επιστήμονες θέλουν να μάθουν αυτά τα μυστικά».

((Σύνθημα της εργασίας που παρουσιάστηκε το 1958 στον διαγωνισμό της Γερμανικής Εταιρείας Φυσικολόγων και Ιατρών και απονεμήθηκε βραβείο.))

Ακολουθήσαμε τη ζωή ενός αστεριού από την ανάφλεξη του υδρογόνου στη νεότητά του μέχρι τα γκρίζα γεράματά του. Τι έγινε όμως νωρίτερα; Από πού προέρχονται τα αστέρια των οποίων τη μοίρα παρατηρήσαμε; Πώς προκύπτουν;

Δεδομένου ότι η διάρκεια ζωής των αστεριών είναι περιορισμένη, πρέπει να προκύψουν σε πεπερασμένο χρόνο. Πώς θα μπορούσαμε να μάθουμε κάτι για αυτή τη διαδικασία; Είναι δυνατόν να δούμε αστέρια να σχηματίζονται στον ουρανό; Είμαστε μάρτυρες της γέννησής τους; Εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια σχηματίζουν την επίπεδη σπείρα του Γαλαξία μας. Υπάρχουν κάποιες ενδείξεις εδώ για το πώς σχηματίζονται τα αστέρια;

Τα αστέρια γεννιούνται σήμερα

Το κλειδί της λύσης δίνεται από γεγονότα ήδη γνωστά σε εμάς. Έχουμε δει ότι τα τεράστια αστέρια, με περισσότερες από δέκα ηλιακές μάζες, γερνούν γρήγορα. Σπαταλούν επιπόλαια το υδρογόνο τους και αφήνουν την κύρια ακολουθία. Επομένως, όταν παρατηρούμε ένα τεράστιο αστέρι της κύριας ακολουθίας, γνωρίζουμε ότι δεν μπορεί να είναι παλιό. Ένα τέτοιο αστέρι διακρίνεται από μεγάλη φωτεινότητα: λόγω της πολύ υψηλής θερμοκρασίας της επιφάνειας, λάμπει μπλε. Έτσι, τα μπλε φωτεινά αστέρια είναι ακόμα μικρά - η ηλικία τους δεν υπερβαίνει το ένα εκατομμύριο χρόνια. Αυτό, φυσικά, είναι πολύ σύντομο σε σύγκριση με τα δισεκατομμύρια χρόνια κατά τα οποία λάμπει ο Ήλιος μας. Έτσι, όποιος θέλει να βρει πού γεννιούνται τα αστέρια στο Σύμπαν πρέπει να χρησιμοποιήσει τα φωτεινά μπλε αστέρια της κύριας ακολουθίας ως οδηγό. Εάν βρείτε ένα μέρος όπου σχηματίστηκαν πρόσφατα αστέρια, μπορεί να συμβεί ότι αστέρια γεννιούνται ακόμα εκεί σήμερα.

Στον ουρανό μπορείτε να βρείτε ολόκληρα σμήνη από φωτεινά μπλε αστέρια. Γιατί είναι υπέροχα για εμάς; Ανακαλύφθηκαν περιοχές στις οποίες η πυκνότητα των νεαρών αστεριών είναι υψηλή - βρίσκονται ανάμεσα σε παλιά αστέρια, αλλά υπάρχουν ακόμα περισσότερα από αυτά εδώ από οπουδήποτε αλλού. Φαίνεται ότι όχι πολύ καιρό πριν αναδύθηκαν νέα αστέρια ανάμεσα στα παλιά αστέρια, τα οποία τώρα αναμειγνύονται σιγά σιγά με το περιβάλλον τους. Ενώ τα αστέρια σε σμήνη βρίσκονται το ένα κοντά στο άλλο και δεν απομακρύνονται, συγκρατούνται από τη δύναμη της αμοιβαίας έλξης, αυτά τα νεαρά αστέρια σύντομα «διασκορπίζονται» και «χάνουν το ένα το άλλο από τα μάτια τους». Αυτές οι λεγόμενες αστρικές ενώσεις τράβηξαν την προσοχή του Σοβιετικού αστρονόμου V. A. Ambartsumyan. Μπορούν να μας πουν πώς σχηματίζονται τα αστέρια; Πυκνές συσσωρεύσεις αερίων και σκόνης μπορούν να φανούν ανάμεσα στα αστέρια εδώ. Ένα παράδειγμα είναι το Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Εικ. 12.1). Υπάρχουν πολλά φωτεινά μπλε αστέρια εδώ, λιγότερο από ένα εκατομμύριο ετών. Στον αστερισμό του Τοξότη, τα νεαρά αστέρια κρύβονται από πυκνά σύννεφα σκόνης. Μόνο με παρατηρήσεις στο υπέρυθρο φάσμα μακρών κυμάτων μπόρεσαν ο Hans Elsösser και οι συνάδελφοί του από το Ισπανο-Γερμανικό Παρατηρητήριο στο Calar Alto να τραβήξουν φωτογραφίες μέσα από σύννεφα σκόνης και να μελετήσουν τα αναδυόμενα αστέρια για πρώτη φορά.

Ρύζι. 12.1. Φωτεινό Νεφέλωμα Ωρίωνα. Σε μια περιοχή πλάτους περίπου 15 ετών φωτός, το διαστρικό αέριο είναι πολύ συμπιεσμένο. ένα κυβικό εκατοστό περιέχει έως και 10.000 άτομα υδρογόνου. Αν και πρόκειται για μια πολύ υψηλή πυκνότητα για τα διαστρικά πρότυπα, η σπανίωση αερίου εδώ είναι πολύ υψηλότερη από ό,τι στις καλύτερες εγκαταστάσεις κενού στη Γη. Ολόκληρη η μάζα του φωτεινού αερίου είναι περίπου 700 ηλιακές. Η λάμψη του αερίου στο νεφέλωμα διεγείρεται από το φως των φωτεινών μπλε άστρων. Το νεφέλωμα του Ωρίωνα περιέχει αστέρια ηλικίας μικρότερης από ένα εκατομμύριο ετών. Η παρουσία συμπαγών υποδηλώνει ότι ο σχηματισμός άστρων συνεχίζεται εδώ μέχρι σήμερα. Το φως από το νεφέλωμα που λαμβάνουμε σήμερα εκπέμπεται στην πραγματικότητα από το νεφέλωμα κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Μετανάστευσης. (Φωτογραφία από το Ναυτικό Παρατηρητήριο των ΗΠΑ, Ουάσιγκτον.)

Γνωρίζουμε ήδη ότι ο χώρος ανάμεσα στα αστέρια δεν είναι εντελώς άδειος: είναι γεμάτος με αέριο και σκόνη. Η πυκνότητα του αερίου είναι περίπου ένα άτομο υδρογόνου ανά κυβικό εκατοστό και η θερμοκρασία του αντιστοιχεί σε μείον 170 βαθμούς Κελσίου. Η διαστρική σκόνη είναι πολύ πιο κρύα (μείον 260 βαθμοί Κελσίου). Όπου όμως υπάρχουν νεαροί σταρ, η κατάσταση είναι διαφορετική. Τα σκοτεινά σύννεφα σκόνης εμποδίζουν το φως των αστεριών πίσω τους. Τα σύννεφα αερίου λάμπουν: εδώ η πυκνότητά τους είναι δεκάδες χιλιάδες άτομα ανά κυβικό εκατοστό και η ακτινοβολία από τα κοντινά νεαρά αστέρια τα θερμαίνει έως και 10.000 βαθμούς Κελσίου. Στην περιοχή ραδιοφώνου, μπορεί κανείς να παρατηρήσει τις χαρακτηριστικές συχνότητες ακτινοβολίας από πολύπλοκα μόρια: αλκοόλη, μυρμηκικό οξύ. Η συγκέντρωση της διαστρικής ύλης σε αυτές τις περιοχές υποδηλώνει ότι τα αστέρια σχηματίζονται από διαστρικό αέριο.

Αυτό υποστηρίζεται επίσης από σκέψεις που εκφράστηκαν για πρώτη φορά από τον Άγγλο αστροφυσικό Τζέιμς Τζινς, σύγχρονο του Έντινγκτον. Ας φανταστούμε το διάστημα γεμάτο με διαστρικό αέριο. Από την πλευρά καθενός από τα άτομα, η βαρυτική δύναμη έλξης δρα στα άλλα και το αέριο τείνει να συμπιεστεί. Αυτό αποτρέπεται κυρίως από την πίεση αερίου. Η ισορροπία εδώ είναι ακριβώς όπως αυτή που βρίσκεται μέσα στα αστέρια, όπου οι βαρυτικές δυνάμεις εξισορροπούνται από την πίεση του αερίου. Ας πάρουμε μια ορισμένη ποσότητα διαστρικού αερίου και ας το συμπιέσουμε διανοητικά. Όταν συμπιέζονται, τα άτομα έρχονται πιο κοντά μεταξύ τους και η δύναμη έλξης αυξάνεται. Ωστόσο, η πίεση του αερίου αυξάνεται γρηγορότερα και το συμπιεσμένο αέριο τείνει να επιστρέψει στην προηγούμενη κατάστασή του. Η ισορροπία του διαστρικού αερίου λέγεται ότι είναι σταθερή. Ωστόσο, ο Gine έδειξε ότι μια σταθερή ισορροπία μπορεί να διαταραχθεί. Εάν μια αρκετά μεγάλη ποσότητα ύλης συμπιέζεται ταυτόχρονα, τότε οι βαρυτικές δυνάμεις μπορούν να αυξηθούν ταχύτερα από την πίεση του αερίου και το νέφος θα αρχίσει να συμπιέζεται από μόνο του. Για να συμβεί αυτή η διαδικασία υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων του ίδιου του νέφους, απαιτείται πολύ μεγάλη ποσότητα ύλης: απαιτούνται τουλάχιστον 10.000 ηλιακές μάζες διαστρικής ύλης για να αναπτυχθεί αστάθεια. Αυτός είναι πιθανώς ο λόγος που τα νεαρά αστέρια παρατηρούνται πάντα μόνο σε ομάδες: πιθανότατα γεννιούνται σε μεγάλες ομάδες. Όταν 10.000 ηλιακές μάζες διαστρικού αερίου και σκόνης αρχίζουν να συμπιέζονται με ολοένα αυξανόμενο ρυθμό, φαίνεται να σχηματίζονται μεμονωμένες συμπυκνώσεις, οι οποίες συμπιέζονται περαιτέρω. Και κάθε τέτοια συμπίεση γίνεται ξεχωριστό αστέρι.

Υπολογιστικό μοντέλο γέννησης αστεριών

Η διαδικασία της γέννησης των αστεριών περιγράφηκε στη διδακτορική του διατριβή που εκπονήθηκε στο Ινστιτούτο Τεχνολογίας της Καλιφόρνια από τον νεαρό Καναδό αστροφυσικό Richard Larson το 1969. Η διατριβή του έχει γίνει κλασικό της σύγχρονης αστροφυσικής λογοτεχνίας. Ο Λάρσον ερεύνησε τον σχηματισμό ενός απλού αστέρα από διαστρική ύλη. Οι λύσεις που έλαβε περιγράφουν λεπτομερώς την τύχη ενός μεμονωμένου νέφους αερίων.

Ο Λάρσον κοίταξε ένα σφαιρικό σύννεφο με μάζα ίση με μία ηλιακή μάζα και, χρησιμοποιώντας έναν υπολογιστή, παρατήρησε την περαιτέρω ανάπτυξή του με τόση ακρίβεια που μόνο τότε ήταν δυνατή. Το σύννεφο που πήρε ήταν από μόνο του μια συμπύκνωση, ένα θραύσμα ενός μεγάλου όγκου που καταρρέει του διαστρικού μέσου. Κατά συνέπεια, η πυκνότητά του ήταν μεγαλύτερη από την πυκνότητα του διαστρικού αερίου: ένα κυβικό εκατοστό περιείχε 60.000 άτομα υδρογόνου. Η διάμετρος του αρχικού νέφους Λάρσον ήταν 5 εκατομμύρια ηλιακές ακτίνες. Ο Ήλιος σχηματίστηκε από αυτό το σύννεφο και αυτή η διαδικασία, σε αστροφυσική κλίμακα, διαρκεί πολύ λίγο: μόνο 500.000 χρόνια.

Στην αρχή το αέριο είναι διαφανές. Κάθε σωματίδιο σκόνης εκπέμπει συνεχώς φως και θερμότητα, και αυτή η ακτινοβολία δεν καθυστερεί από το περιβάλλον αέριο, αλλά πηγαίνει ελεύθερα στο διάστημα. Αυτό είναι το αρχικό διαφανές μοντέλο. η περαιτέρω τύχη της μπάλας αερίου είναι η εξής: το αέριο πέφτει ελεύθερα προς το κέντρο. Αντίστοιχα, η ύλη συσσωρεύεται στην κεντρική περιοχή. Μια αρχικά ομοιογενής μπάλα αερίου σχηματίζει έναν πυρήνα με μεγαλύτερη πυκνότητα στο κέντρο, ο οποίος αυξάνεται περαιτέρω (Εικ. 12.2). Η επιτάχυνση της βαρύτητας κοντά στο κέντρο γίνεται μεγαλύτερη και η ταχύτητα της πτώσης της ύλης αυξάνεται πιο έντονα κοντά στο κέντρο. Σχεδόν όλο το υδρογόνο πηγαίνει σε μοριακή μορφή: τα άτομα υδρογόνου συνδέονται ανά ζεύγη σε ισχυρά μόρια. Αυτή τη στιγμή, η θερμοκρασία του αερίου είναι χαμηλή και δεν αυξάνεται ακόμη. Το αέριο εξακολουθεί να είναι τόσο σπάνιο που όλη η ακτινοβολία περνά μέσα από αυτό προς τα έξω και δεν θερμαίνει τη σφαίρα που καταρρέει. Μόνο μετά από μερικές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια η πυκνότητα στο κέντρο αυξάνεται σε τέτοιο βαθμό που το αέριο γίνεται αδιαφανές στην ακτινοβολία που μεταφέρει τη θερμότητα. Ως αποτέλεσμα, ένας θερμός πυρήνας (η ακτίνα του οποίου είναι περίπου το 1/250 της αρχικής ακτίνας της μπάλας) σχηματίζεται στο κέντρο της μεγάλης μας μπάλας αερίου, που περιβάλλεται από πτώση ύλης. Όσο αυξάνεται η θερμοκρασία, αυξάνεται και η πίεση και κάποια στιγμή σταματά η συμπίεση. Η ακτίνα της περιοχής συμπίεσης είναι περίπου ίση με την ακτίνα της τροχιάς του Δία. Αυτή τη στιγμή, περίπου το 0,5% της μάζας όλης της ύλης που συμμετέχει στη διαδικασία συγκεντρώνεται στον πυρήνα. Η ύλη συνεχίζει να πέφτει στον σχετικά μικρό πυρήνα. Η πτώση της ύλης μεταφέρει ενέργεια, η οποία όταν πέφτει μετατρέπεται σε ακτινοβολία. Ο πυρήνας συστέλλεται και θερμαίνεται όλο και περισσότερο.

Ρύζι. 12.2. Το μοντέλο του Larson για το σχηματισμό του Ήλιου. Το νέφος της διαστρικής σκόνης αρχίζει να συρρικνώνεται (α). Στην αρχή, η πυκνότητα στο εσωτερικό του είναι σχεδόν ίδια παντού. Μετά από 390.000 χρόνια, η πυκνότητα στο κέντρο του νέφους αυξάνεται 100 φορές (β). 423.000 χρόνια μετά την έναρξη της διαδικασίας, εμφανίζεται ένας θερμός πυρήνας στο κέντρο της συμπίεσης, ο οποίος αρχικά σταματά να συμπιέζεται (c). Το σχήμα το δείχνει σε μεγέθυνση. Η πυκνότητά του είναι 10 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από την αρχική του πυκνότητα. Ο κύριος όγκος της μάζας, ωστόσο, όπως και πριν, πέφτει στο περιβάλλον συσταλτικό σύννεφο. Μετά από σύντομο χρονικό διάστημα, τα μόρια υδρογόνου στον πυρήνα διασπώνται σε άτομα, ο πυρήνας συστέλλεται ξανά και σχηματίζεται ένας νέος πυρήνας, ο οποίος έχει το μέγεθος του Ήλιου (στο σχήμα διπλασιασμένο) (δ). Αν και αρχικά η μάζα του είναι μικρή, τελικά όλη η ύλη του νέφους περνά σε αυτό. Ο πυρήνας στο κέντρο θερμαίνεται σε τέτοιο βαθμό που αρχίζει η θερμοπυρηνική αντίδραση υδρογόνου και γίνεται αστέρι της κύριας ακολουθίας με μάζα ίση με τον Ήλιο.

Αυτό συνεχίζεται μέχρι η θερμοκρασία να φτάσει περίπου τους 2000 βαθμούς. Σε αυτή τη θερμοκρασία, τα μόρια υδρογόνου αρχίζουν να διασπώνται σε μεμονωμένα άτομα. Αυτή η διαδικασία έχει σημαντικές συνέπειες για τον πυρήνα. Ο πυρήνας αρχίζει να συρρικνώνεται ξανά και συστέλλεται έως ότου η ενέργεια που απελευθερώνεται μετατρέπει όλα τα μόρια υδρογόνου σε μεμονωμένα άτομα. Ο νέος πυρήνας είναι ελαφρώς μεγαλύτερος από τον Ήλιο μας. Υπολείμματα της περιβάλλουσας ύλης πέφτουν σε αυτόν τον πυρήνα και τελικά σχηματίζει ένα αστέρι με μάζα ίση με τον Ήλιο. Από εδώ και πέρα ​​μόνο αυτός ο πυρήνας έχει πρωταρχικό ενδιαφέρον.

Επειδή αυτός ο πυρήνας θα γίνει τελικά αστέρι, ονομάζεται πρωτοάστρο. Η ακτινοβολία του απορροφάται από την ύλη που πέφτει πάνω του. Η πυκνότητα και η θερμοκρασία αυξάνονται, τα άτομα χάνουν το κέλυφος ηλεκτρονίων τους - όπως λένε, τα άτομα ιονίζονται. Δεν φαίνονται πολλά ακόμα από έξω. Το πρωτοάστρο περιβάλλεται από ένα πυκνό κέλυφος μαζών αερίου και σκόνης που πέφτουν πάνω του, το οποίο δεν επιτρέπει να περάσει η ορατή ακτινοβολία. φωτίζει αυτό το κέλυφος από μέσα. Μόνο όταν το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του κελύφους πέσει στον πυρήνα, το κέλυφος θα γίνει διαφανές και θα δούμε το φως του αστεριού. Ενώ τα υπολείμματα του κελύφους πέφτουν στον πυρήνα, αυτός συστέλλεται και η θερμοκρασία στα βάθη του αυξάνεται ως αποτέλεσμα. Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο φτάσει τους 10 εκατομμύρια βαθμούς, αρχίζει η θερμοπυρηνική καύση υδρογόνου. Ένα νέφος που καταρρέει, η μάζα του οποίου είναι ίση με τη μάζα του Ήλιου, γίνεται ένα εντελώς κανονικό αστέρι της κύριας ακολουθίας· αυτός είναι, θα λέγαμε, ο προγονικός Ήλιος (ο νεαρός Ήλιος), η περαιτέρω ιστορία του οποίου περιγράφεται στο αρχή αυτού του βιβλίου.

Προς το τέλος του σταδίου του πρωτοαστέρου, ακόμη και πριν το άστρο φτάσει στην κύρια ακολουθία, λαμβάνει χώρα μεταφορική μεταφορά ενέργειας στα βάθη του σε μεγαλύτερες περιοχές. Συμβαίνει ενεργή ανάμειξη ηλιακής ύλης. Αυτό παρέχει μια ένδειξη για το παράδοξο του ηλιακού λιθίου που συζητήθηκε στο Κεφ. 5. Τα άτομα αυτού του στοιχείου που καταστρέφεται εύκολα μεταφέρονται βαθύτερα στην καυτή ζώνη, όπου μετατρέπονται σε άτομα ηλίου σύμφωνα με τις αντιδράσεις που δίνονται - αυτό συμβαίνει πριν το αστέρι γίνει αστέρι της κύριας ακολουθίας.

Η γέννηση των αστεριών στη φύση

Γνωριστήκαμε με τις λύσεις του Larson, οι οποίες προέκυψαν για ένα εξιδανικευμένο πρόβλημα που μπορεί να υπολογιστεί σε υπολογιστή. Αλλά η διαδικασία που περιγράφεται ανταποκρίνεται στην πραγματικότητα; Πραγματοποιείται πράγματι στη φύση; Ας επιστρέψουμε στον ουρανό, εκεί που φαίνονται τα αστέρια - ας επιστρέψουμε στα φωτεινά, μπλε, άρα και νεαρά αστέρια! Θα αναζητήσουμε ίχνη σχηματισμού αστεριών, αντικείμενα των οποίων η ύπαρξη θα πρέπει να αναμένεται με βάση τις λύσεις του Larson.

Τα φωτεινά μπλε αστέρια είναι πολύ καυτά, με τις επιφανειακές θερμοκρασίες να φτάνουν τους 35.000 βαθμούς. Αντίστοιχα, η ακτινοβολία τους έχει πολύ υψηλή ενέργεια. Αυτή η ακτινοβολία μπορεί να απογυμνώσει ηλεκτρόνια από άτομα υδρογόνου στο διαστρικό αέριο, αφήνοντας πίσω θετικά φορτισμένους ατομικούς πυρήνες. Το υδρογόνο ιονίζεται - τα φωτεινά αστέρια μεγάλης μάζας ιονίζουν τις γύρω αέριες μάζες. Στον Γαλαξία μας, αυτές οι περιοχές αποκαλύπτονται με τη λάμψη τους, η οποία συμβαίνει όταν τα ιονισμένα άτομα υδρογόνου επανασυλλαμβάνουν ηλεκτρόνια και εκπέμπουν φως. Η θερμική ακτινοβολία από αυτές τις περιοχές μπορεί επίσης να ανιχνευθεί στην περιοχή ραδιοφώνου.

Το πλεονέκτημα των μετρήσεων στο εύρος του ραδιοφώνου είναι ότι τα ραδιοσήματα δεν παραμορφώνονται από την απορρόφηση μαζών σκόνης. Το καλύτερο παράδειγμα τέτοιας συμμετοχής στον ουρανό, όπου η λάμψη της διαστρικής ύλης διεγείρεται από λαμπερά αστέρια μεγάλης μάζας, είναι και πάλι το Νεφέλωμα του Ωρίωνα (βλ.). Υπάρχουν αντικείμενα εδώ που έχουν κάποια σχέση με τις διαδικασίες που υπολόγισε ο Larson; Η μερίδα του λέοντος της ζωής του, ο πρωτοσταρ είναι κρυμμένος κάτω από ένα κέλυφος σκόνης, που σιγά σιγά κατακάθεται πάνω του. Η σκόνη απορροφά την ακτινοβολία από τον πυρήνα. Ταυτόχρονα, θερμαίνεται έως και αρκετές εκατοντάδες μοίρες και ακτινοβολεί σύμφωνα με αυτή τη θερμοκρασία. Αυτή η θερμική ακτινοβολία θα πρέπει να παρατηρείται στην περιοχή IR.

Το 1967, ο Eric Böcklin και ο Jerry Neugebauer του Ινστιτούτου Τεχνολογίας της Καλιφόρνια στην Πασαντένα ανακάλυψαν ένα υπέρυθρο αστέρι στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα, η φωτεινότητα του οποίου ήταν περίπου 1000 φορές υψηλότερη από τη φωτεινότητα του Ήλιου και η θερμοκρασία της ακτινοβολίας ήταν 700 βαθμοί. Η διάμετρος του αντικειμένου ήταν περίπου 1000 φορές η διάμετρος του Ήλιου. Αυτό ακριβώς πρέπει να μοιάζει το κέλυφος αερίου και σκόνης ενός πρωτοαστέρα. Πρόσφατα, κατέστη σαφές ότι σε εκείνες τις περιοχές του Γαλαξία μας όπου είναι πιο πιθανός ο σχηματισμός νέων άστρων, υπάρχουν συμπαγείς πηγές που εκπέμπουν όχι μόνο στο υπέρυθρο, αλλά και στο ραδιόφωνο. Στο νεφέλωμα του Ωρίωνα, ο ραδιοαστρονόμος της Βόννης Peter Metzger και οι συνεργάτες του ανακάλυψαν περιοχές υψηλής πυκνότητας υδρογόνου, από τις οποίες προέρχεται ιδιαίτερα ισχυρή ραδιοεκπομπή. Σε αυτές τις περιοχές, η συγκέντρωση των ελεύθερων ηλεκτρονίων που διαχωρίζονται από τα άτομα υδρογόνου είναι εκατό φορές μεγαλύτερη από ό,τι στον περιβάλλοντα χώρο. Σε σύγκριση με το νεφέλωμα του Ωρίωνα, το μέγεθος του αντικειμένου που εκπέμπει είναι εξαιρετικά μικρό: εκτιμάται ότι είναι 500.000 φορές η διάμετρος του Ήλιου, περίπου τέσσερις φορές μικρότερη από τη διάμετρο του νέφους που πέφτει στον πυρήνα στο μοντέλο του Larson.

Επιπλέον, στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα έχουν ανακαλυφθεί μικρά αντικείμενα, από τα οποία εκπέμπεται μοριακή ακτινοβολία, κυρίως η ακτινοβολία των μορίων του νερού. Τα μόρια εκπέμπουν ραδιοκύματα και αυτή η ακτινοβολία μπορεί να ληφθεί από ραδιοτηλεσκόπια. Αποδεικνύεται ότι οι χωρικές διαστάσεις αυτών των αντικειμένων είναι μόνο 1000 φορές η διάμετρος του Ήλιου. Ας θυμηθούμε ότι η αρχική διάμετρος του νέφους του Larson ήταν αρκετά εκατομμύρια ηλιακές ακτίνες! Έτσι, η μοριακή ακτινοβολία θα πρέπει προφανώς να προέρχεται από τον πυρήνα του πρωτοάστρου.

Φυσικά, πρέπει να είναι κανείς προσεκτικός σε ερμηνείες αυτού του είδους. Μπορούμε μόνο να πούμε με βεβαιότητα ότι στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα υπάρχουν αντικείμενα που, χωρίς να αποκαλύπτονται στο ορατό φως, έχουν μια πολύ σημαντική συγκέντρωση αερίου και σκόνης, η οποία αντιστοιχεί ακριβώς στα σύννεφα στο μοντέλο του Larson.

Υπάρχουν, ωστόσο, άλλες ενδείξεις ότι οι παρατηρούμενες πηγές υπέρυθρων και ραδιοεκπομπών είναι όντως πρωτάστρα. Πρόσφατα, στο ινστιτούτο μας, μια ομάδα Αυστριακού αστρονόμου Werner Charnuter επανέλαβε τους υπολογισμούς του μοντέλου Larson χρησιμοποιώντας βελτιωμένες μεθόδους. Συγκεκριμένα, υπολογίστηκαν οι διεργασίες που σχετίζονται με την εμφάνιση ακτινοβολίας IR. Η σύμπτωση με τις παρατηρήσεις αποδείχτηκε εντυπωσιακή: όλα δείχνουν ότι παρατηρούμε πραγματικά πρωτοαστέρες προσομοιωμένους σε υπολογιστή.

Δεδομένου ότι είμαστε τόσο κοντά στην κατανόηση της προέλευσης των άστρων, μπορούμε να ρωτήσουμε αν αυτό το μοντέλο θα είναι σε θέση να εξηγήσει τον σχηματισμό και των 100 δισεκατομμυρίων αστεριών στον Γαλαξία μας. Στο Σχ. Το σχήμα 12.3 δείχνει σχηματικά τη δομή του αστρικού μας συστήματος. Δεν βρίσκονται όλα τα αστέρια στο ίδιο επίπεδο: τα παλαιότερα αστέρια είναι κατανεμημένα σε μια σχεδόν σφαιρική περιοχή του διαστήματος που ονομάζεται φωτοστέφανο. Τα άστρα του φωτοστέφανου είναι πολύ παλιά, όπως μπορεί να συναχθεί από το διάγραμμα G-P για τα σφαιρικά σμήνη που υπάρχουν εδώ. Σε σύγκριση με τον Ήλιο μας, είναι χημικά φτωχότεροι σε στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο, συχνά πάνω από δέκα φορές. Όλα τα νεαρά αστέρια βρίσκονται στο γαλαξιακό επίπεδο και περιέχουν περισσότερα βαριά στοιχεία. Αν και στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο αντιπροσωπεύουν μόνο ένα μικρό ποσοστό της μάζας τους, μας δίνουν το κλειδί για το μυστικό της προέλευσης του Γαλαξία μας. Το υδρογόνο και το ήλιο είναι εδώ από την αρχή του κόσμου - αυτά είναι, θα λέγαμε, θεόδοτα στοιχεία. Βαρύτερα στοιχεία θα έπρεπε να είχαν εμφανιστεί αργότερα στο εσωτερικό των άστρων και κατά τη διάρκεια εκρήξεων σουπερνόβα. Έτσι, οι χημικές διαφορές μεταξύ των γαλαξιακών αλοάστρων και των γαλαξιακών επίπεδων αστέρων συνδέονται με πυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν μέσα στα αστέρια.

Ρύζι. 12.3. Διάγραμμα της δομής του Γαλαξία. Τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται σε επίπεδο δίσκο (στο σχήμα το βλέπουμε από το πλάι). Το βέλος δείχνει τη θέση του Ήλιου, η ελαφριά λωρίδα στη μέση απεικονίζει απορροφητικές μάζες σκόνης. Σφαιρικά σμήνη (έντονες κουκκίδες) και πολύ παλιά αστέρια (μικρές κουκκίδες) σχηματίζουν το φωτοστέφανο του Γαλαξία. Αυτά τα αστέρια υπάρχουν εδώ και πολύ καιρό. Τα αστέρια που γεννιούνται σήμερα βρίσκονται μόνο σε κοντινή απόσταση από μάζες σκόνης στο κεντρικό επίπεδο του Γαλαξία.

Ορμή και σύννεφα που καταρρέουν

Η περιγραφή του φυσικού κόσμου απλοποιείται σημαντικά με την εισαγωγή ορισμένων «νόμων διατήρησης». Στην καθημερινή ζωή τα χρησιμοποιούμε κάθε τόσο, μερικές φορές χωρίς να το καταλαβαίνουμε. Από το σχολείο θυμόμαστε τους νόμους της διατήρησης της μάζας και της ενέργειας. Αυτούς τους νόμους συναντάμε καθημερινά. Λιγότερο προφανές, ίσως, είναι το γεγονός ότι η γωνιακή ορμή (γωνιακή ορμή, γωνιακή ορμή) ενός περιστρεφόμενου σώματος, αφημένη στην τύχη του, δεν μπορεί απλά να εξαφανιστεί. Ωστόσο, ένα ξεκάθαρο παράδειγμα λειτουργίας αυτού του νόμου διατήρησης είναι γνωστό σε όλους. Όταν μια αθλήτρια του καλλιτεχνικού πατινάζ πιρουέτα στον πάγο, στην αρχή γυρίζει αργά με τα χέρια της τεντωμένα στα πλάγια. Όταν λυγίζει τα χέρια της, η περιστροφή επιταχύνεται χωρίς καμία εξωτερική προσπάθεια. Αυτό συμβαίνει λόγω του νόμου της διατήρησης της γωνιακής ορμής. Το ίδιο, αν και όχι τόσο συναρπαστικό, παρατηρείται όταν ένα νέφος διαστρικού αερίου περιστρέφεται. Αφήστε το σύννεφο να κάνει πρώτα μια πλήρη επανάσταση σε 10 εκατομμύρια χρόνια. Όταν συρρικνωθεί στο ένα δέκατο της αρχικής του διαμέτρου, θα περιστραφεί εκατό φορές πιο γρήγορα, ολοκληρώνοντας μια πλήρη περιστροφή σε εκατό χιλιάδες χρόνια. Καθώς το σύννεφο συρρικνώνεται περαιτέρω, θα περιστρέφεται ακόμα πιο γρήγορα. Σε γενικές γραμμές, το γινόμενο του αριθμού των περιστροφών ενός νέφους ανά μονάδα χρόνου και του εμβαδού της επιφάνειάς του (που μπορεί να θεωρηθεί περίπου σφαιρικό) παραμένει σταθερό κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης. Έτσι, όσο μικρότερο είναι το σύννεφο, τόσο πιο γρήγορα περιστρέφεται.

Ταυτόχρονα, η φυγόκεντρος δύναμη που ενεργεί κατά μήκος του ισημερινού επιπέδου ενάντια στη βαρύτητα γίνεται όλο και πιο σημαντική. Το σύννεφο που καταρρέει είναι ισοπεδωμένο. Αυτό επηρεάζει τον σχηματισμό μεμονωμένων αστεριών. Αυτό ισχύει και για το σχηματισμό του Γαλαξία μας.

Η ιστορία του Γαλαξία, ανακατασκευασμένη από τα ίχνη του

Δεν ξέρουμε από πού προήλθε. Μια φορά κι έναν καιρό, η ύλη που προέκυψε στην αρχή του κόσμου και όρμησε στο διάστημα σχημάτισε ένα σύννεφο πολλών δισεκατομμυρίων ηλιακών μαζών και άρχισε να γίνεται πιο πυκνή. Όπως κάθε ουσία, έτσι και αυτό το αέριο, που απελευθερώνεται από την τυρβώδη μάζα, απέκτησε περιστροφική κίνηση. Σταδιακά το σύννεφο συσπάστηκε και έγινε πιο πυκνό. Ξεχωριστές περιοχές αναδύθηκαν σε αυτό, που μετατράπηκαν σε μικρά, ανεξάρτητα συμπυκνωμένα νέφη αερίου. Τα πρώτα αστέρια εμφανίστηκαν. Αποτελούνταν μόνο από υδρογόνο και ήλιο και σε αυτά γινόταν θερμοπυρηνική καύση υδρογόνου (η αντίδραση του συνδυασμού δύο πρωτονίων). Πολύ σύντομα, τα πιο ογκώδη αστέρια εξάντλησαν το απόθεμα υδρογόνου τους και εξερράγησαν, μετατρέποντάς τους σε σουπερνόβα. Ως αποτέλεσμα, το διαστρικό αέριο εμπλουτίστηκε σε στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο. Αυτό συνέβαινε παντού, αφού ολόκληρο το γαλαξιακό σύννεφο είχε ακόμα σφαιρικό σχήμα (Εικ. 12.4, α). Επομένως, τα παλαιότερα αστέρια και τα πολύ παλιά σφαιρικά σμήνη βρίσκονται στο γαλαξιακό φωτοστέφανο. Τα αστέρια του γαλαξιακού φωτοστέφανου εμφανίστηκαν πρώτα, πολύ πριν ο Γαλαξίας πάρει τη μορφή δίσκου, πολύ πριν εμφανιστεί ο Ήλιος μας. Περιέχουν βαριά στοιχεία σε πολύ μικρές ποσότητες: αυτά τα αστέρια προέκυψαν από ύλη που ήταν ακόμα ελάχιστα εμπλουτισμένη σε άτομα που σχηματίστηκαν ως αποτέλεσμα πυρηνικών αντιδράσεων σε άλλα αστέρια.

Ρύζι. 12.4. Διάγραμμα σχηματισμού του Γαλαξία. Πριν από περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια, ένα σύννεφο σχηματίστηκε από αρχέγονη ύλη, το οποίο άρχισε να γίνεται πιο πυκνό λόγω της δικής του βαρύτητας. Με την αυξανόμενη πυκνότητα, σχηματίστηκαν τα πρώτα αστέρια (κουκκίδες) και τα σφαιρικά σμήνη (χοντρές κουκκίδες) (α). Ακόμη και σήμερα γεμίζουν τη σφαιρική περιοχή από την οποία προήλθαν και κινούνται σε σχέση με το κέντρο κατά μήκος των τροχιών που δείχνουν τα κόκκινα βέλη (b). Τα τεράστια αστέρια πέρασαν γρήγορα από ολόκληρη την αναπτυξιακή τους πορεία και απελευθέρωσαν ύλη εμπλουτισμένη σε βαριά στοιχεία πίσω στο διαστρικό αέριο. Άστρα, ήδη πλούσια σε βαριά στοιχεία, άρχισαν να σχηματίζονται. Λόγω της περιστροφής, το συμπιεσμένο αέριο σχημάτισε έναν δίσκο. Εδώ, μέχρι σήμερα, εμφανίζονται αστέρια (γ). Αυτό το διάγραμμα εξηγεί τη χωρική δομή του Γαλαξία μας και τις χημικές διαφορές μεταξύ των περιφερειακών αστεριών και των αστεριών στο κέντρο.

Αλλά η εξέλιξη προχώρησε παραπέρα. Το διαστρικό αέριο εμπλουτιζόταν συνεχώς με βαριά στοιχεία. Οι κόκκοι σκόνης προέκυψαν σε αυτό ως αποτέλεσμα των συγκρούσεων σωματιδίων αερίου με πυρήνες συμπύκνωσης που εκτινάσσονται από αναπτυσσόμενα αστέρια. Σύντομα η περιστροφή απέκτησε αισθητή ταχύτητα. Όλες οι συμπυκνωμένες μάζες αερίου και σκόνης πήραν τη μορφή ενός επίπεδου δίσκου, αφήνοντας πίσω τους ένα σφαιρικό φωτοστέφανο από παλιά αστέρια και σφαιρικά σμήνη (). Νέα αστέρια σχηματίστηκαν τώρα μόνο σε μια ολοένα πιο πεπλατυσμένη, φακοειδούς μορφής περιοχή από ύλη που περιείχε συνεχώς αυξανόμενες ποσότητες βαρέων στοιχείων. Το μεγαλύτερο μέρος του αερίου είχε ήδη καταναλωθεί και τα τελευταία αστέρια σχηματίζονταν στο γαλαξιακό επίπεδο. Η πρώτη φάση του σχηματισμού των άστρων έχει τελειώσει.

Αυτή η εικόνα εξηγεί τις βασικές ιδιότητες του Γαλαξία μας: τα παλαιότερα αστέρια ανήκουν σε ένα σφαιρικό φωτοστέφανο και είναι φτωχά σε βαριά στοιχεία. Τα νεότερα αστέρια σχηματίζονται σήμερα μόνο στον λεπτό δίσκο, αφού μόνο εδώ έχει απομείνει αρκετή ποσότητα αερίου.

Η γωνιακή ορμή που κληρονομήθηκε από το σύννεφο από το οποίο σχηματίστηκε ο Γαλαξίας μας είναι υπεύθυνη για το γεγονός ότι το αστρικό μας σύστημα έχει το σχήμα ενός επίπεδου δίσκου. Αυτός είναι ο λόγος που βλέπουμε τον Γαλαξία μας στον ουρανό ως μια στενή λωρίδα.

Ποιος διοικεί το σχηματισμό των αστεριών;

Τι προκαλεί τη διαστρική ύλη να συμπυκνώνεται σήμερα σε ορισμένα σημεία στο επίπεδο του Γαλαξία μας και να σχηματίζει αστέρια; Γιατί δεν σχηματίζονται αστέρια σε άλλα μέρη του Γαλαξία μας; Ο Γαλαξίας, όταν τον δούμε από το διάστημα, θα έμοιαζε με το νεφέλωμα της Ανδρομέδας: ένας επίπεδος δίσκος με έντονη σπειροειδή δομή (βλ.). Σε άλλα αστρικά συστήματα, η σπειροειδής δομή εμφανίζεται ακόμη πιο καθαρά (βλ.). Σε φωτογραφίες μακρινών γαλαξιών, οι σπειροειδείς βραχίονες ξεχωρίζουν επειδή λάμπουν από ιονισμένο υδρογόνο. Όπως γνωρίζουμε ήδη από το παράδειγμα του νεφελώματος του Ωρίωνα, τα φωτεινά, τεράστια αστέρια της κύριας ακολουθίας είναι υπεύθυνα για τον ιονισμό του υδρογόνου. Έτσι, οι σπειροειδείς βραχίονες είναι περιοχές όπου υπάρχουν νεαρά αστέρια, δηλαδή περιοχές όπου τα αστέρια μόλις αναδύθηκαν. Και στον Γαλαξία μας, νεαρά αστέρια παρατάσσονται κατά μήκος των σπειροειδών βραχιόνων.

Με τη βοήθεια της ραδιοαστρονομίας, είναι δυνατό να μελετήσουμε με μεγάλη λεπτομέρεια την κατανομή του διαστρικού αερίου στον Γαλαξία μας. Ανακαλύφθηκε ότι στους σπειροειδείς βραχίονες η πυκνότητα του αερίου είναι μεγαλύτερη από ό,τι γενικά στο επίπεδο του Γαλαξία. Έτσι, δίνεται: αφενός, οι σπειροειδείς βραχίονες είναι περιοχές αυξημένης πυκνότητας αερίου, αφετέρου, εδώ βρίσκονται τα νεαρά αστέρια. Τίθεται το ερώτημα: τι ευθύνεται για τη σπειροειδή δομή που κάνει τους γαλαξίες να μοιάζουν με πύρινους τροχούς πυροτεχνημάτων;

Για μεγάλο χρονικό διάστημα, οι προσπάθειες εξήγησης των σπειροειδών δομών αντιμετώπισαν μεγάλες δυσκολίες και ακόμη και τώρα η εμφάνισή τους δεν μπορεί να θεωρηθεί απολύτως ξεκάθαρη. Το αστρικό σύστημα περιστρέφεται. Η ταχύτητα της περιστροφής του μπορεί να μετρηθεί (βλ.) αποδεικνύεται ότι το σύστημα δεν περιστρέφεται σαν ένα άκαμπτο σώμα. Η ταχύτητα περιστροφής μειώνεται προς την περιφέρεια, έτσι ώστε το κεντρικό τμήμα του γαλαξία να περιστρέφεται πιο γρήγορα.

Με την πρώτη ματιά, δεν προκαλεί έκπληξη το γεγονός ότι οι γαλαξίες εμφανίζουν μια σπειροειδή δομή. Σπειροειδείς δομές εμφανίζονται και κατά την ανάδευση του καφέ με γάλα σε ένα φλιτζάνι, αφού σε διαφορετικές αποστάσεις από το κέντρο το υγρό περιστρέφεται με διαφορετικές ταχύτητες. Θα περίμενε κανείς ότι οποιαδήποτε αρχική δομή του γαλαξία θα γινόταν σπειροειδής μετά από κάποιο χρονικό διάστημα λόγω της διαφοράς στην ταχύτητα περιστροφής σε διαφορετικές αποστάσεις από το κέντρο.

Ο Carl Friedrich von Weizsäcker είπε κάποτε ότι ο Γαλαξίας σήμερα θα έπρεπε να έχει μια σπειροειδή δομή, ακόμα κι αν κάποτε έμοιαζε με αγελάδα. Πριν από πολλά χρόνια στο Göttingen καταλάβαμε τη γαλαξιακή αγελάδα του Weizsäcker. Ο Alfred Baer, ​​ο οποίος μέχρι πρόσφατα δίδασκε στο Αμβούργο, μας βοήθησε. Το αποτέλεσμα φαίνεται στο Σχ. 12.5. Ακόμη και πριν το μεγαλύτερο μέρος των αστεριών ολοκληρώσει την πρώτη τους περιστροφή γύρω από το κέντρο, ο γαλαξίας των αγελάδων θα μετατραπεί σε μια όμορφη σπείρα. Δυστυχώς, υπάρχει ένα πρόβλημα εδώ.

Ρύζι. 12.5. Ο Γαλαξίας δεν περιστρέφεται σαν ένα άκαμπτο σώμα. Επομένως, από μια αυθαίρετη αρχική δομή, ένα σπειροειδές αντικείμενο σχηματίζεται μετά από 100 εκατομμύρια χρόνια. Δυστυχώς, οι σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία μας αψηφούν μια τέτοια εξήγηση.

Χρειάζονται λιγότερο από εκατό εκατομμύρια χρόνια για να σχηματίσει μια σπείρα η αυθαίρετη αρχική μας δομή. Ο Γαλαξίας μας είναι εκατό φορές παλαιότερος. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, η σπείρα θα έπρεπε να τεντωθεί πολύ περισσότερο: όπως οι αυλακώσεις σε έναν δίσκο μεγάλης αναπαραγωγής, τα νήματα της σπείρας θα πρέπει να τυλίγονται γύρω από το κέντρο εκατό φορές ή περισσότερες. Αλλά αυτό δεν το βλέπουμε. Οι σπειροειδείς βραχίονες του γαλαξία, όπως φαίνεται στο , δεν εκτείνονταν σε νήματα και, ως εκ τούτου, δεν μπορούν να είναι τα απομεινάρια κάποιας αρχικής δομής. Δεδομένου ότι κανένας από τους παρατηρούμενους σπειροειδείς γαλαξίες δεν έχει νηματοειδή σπειροειδή δομή, πρέπει να δεχτούμε ότι η σπείρα δεν είναι επιμήκης. Ταυτόχρονα, οι σπειροειδείς βραχίονες αποτελούνται από αστέρια και αέριο που συμμετέχουν στην περιστροφική κίνηση. Πώς να λυθεί αυτή η αντίφαση;

Υπάρχει μόνο μία διέξοδος. Θα πρέπει να εγκαταλείψουμε την υπόθεση ότι η ύλη ανήκει πάντα στους ίδιους βραχίονες της σπείρας και να υποθέσουμε ότι υπάρχει μια ροή αστεριών και αερίων μέσω των βραχιόνων της σπειροειδούς δομής. Αν και τα αστέρια και το αέριο συμμετέχουν στην περιστροφική κίνηση, οι ίδιοι οι βραχίονες της σπείρας αντιπροσωπεύουν μόνο ορισμένες καταστάσεις που δέχονται τη ροή των άστρων και των αερίων.

Ας το επεξηγήσουμε αυτό με ένα παράδειγμα από την καθημερινή εμπειρία. Η φλόγα ενός καυστήρα αερίου δεν αποτελείται από την ίδια ουσία. Αντιπροσωπεύει μόνο μια ορισμένη κατάσταση της ροής του αερίου: εδώ τα μόρια αερίου εισέρχονται σε ορισμένες χημικές αντιδράσεις. Με τον ίδιο τρόπο, οι σπειροειδείς βραχίονες είναι περιοχές του γαλαξιακού δίσκου στις οποίες η ροή των άστρων και του αερίου έχει μια ορισμένη κατάσταση. Αυτή η κατάσταση καθορίζεται από τις ιδιαιτερότητες των βαρυτικών δυνάμεων της ύλης ολόκληρου του γαλαξία. Ας το εξηγήσουμε αυτό με περισσότερες λεπτομέρειες.

Σπειροειδής βραχίονες: τι είναι;

Στη φύση, τα αεριωθούμενα ρεύματα συχνά δημιουργούν κανονικούς σχηματισμούς. Η αλληλεπίδραση του νερού και του ανέμου δημιουργεί κύματα σερφ που κυλούν ρυθμικά στην ακτή. Οι αμμώδεις θαλάσσιες όχθες τρέχουν σε κυματιστές πτυχές. Όταν αναμιγνύονται προσεκτικά υγρά διαφορετικών θερμοκρασιών και πυκνοτήτων, μπορούν επίσης να προκύψουν κανονικές δομές. Ένα κανονικό σχέδιο παρατηρείται στην επιφάνεια του ψυχρού κακάο στο φλιτζάνι.

Τα αστέρια που περιφέρονται στο επίπεδο του γαλαξία γύρω από ένα κοινό κέντρο και βρίσκονται στο έλεος της βαρυτικής έλξης και της φυγόκεντρης δύναμης παρουσιάζουν επίσης μια τάση να σχηματίζουν δομές.

Ας φανταστούμε έναν μεγάλο αριθμό αστεριών να σχηματίζουν έναν περιστρεφόμενο δίσκο. Σε κάθε σημείο του δίσκου, η φυγόκεντρος δύναμη και η βαρύτητα εξισορροπούνται αμοιβαία. Αυτή η ισορροπία είναι, γενικά, ασταθής. Εάν κάπου η πυκνότητα των αστεριών είναι μεγαλύτερη, τότε τείνουν να έρχονται πιο κοντά μεταξύ τους, όπως τα σωματίδια διαστρικού αερίου που έχει γίνει ασταθές κατά τη διάρκεια του σχηματισμού των άστρων. Ωστόσο, η φυγόκεντρος δύναμη παίζει επίσης σημαντικό ρόλο, και αυτό περιπλέκει τη διαδικασία. Η υπό εξέταση κατάσταση μπορεί να προσομοιωθεί σε υπολογιστή. Στο Σχ. Το σχήμα 12.6 δείχνει τη λύση που ελήφθη για έναν περιστρεφόμενο δίσκο που αποτελείται από 200.000 αστέρια. Οι μακριές σπειροειδείς περιοχές αυξημένης πυκνότητας αστεριών σχηματίζονται εντελώς ανεξάρτητα: τα αστέρια σχηματίζουν σπειροειδείς βραχίονες! Τα μανίκια όμως δεν τεντώνουν σε κλωστές, αφού δεν αποτελούνται από τα ίδια αστέρια. Ένα ρεύμα από αστέρια ρέει μέσα από τα μανίκια. Όταν τα αστέρια κινούνται στις κυκλικές τροχιές τους, όταν πέφτουν στα χέρια, έρχονται πιο κοντά μεταξύ τους. Καθώς τα αστέρια αναδύονται από τους βραχίονες, η απόσταση μεταξύ τους αυξάνεται. Έτσι, οι σπειροειδείς βραχίονες είναι περιοχές όπου τα αστέρια έρχονται πιο κοντά, όπως η φλόγα του καυστήρα είναι μια περιοχή όπου τα μόρια αερίου υφίστανται χημικές αντιδράσεις.

Ρύζι. 12.6. Ένα απλοποιημένο μοντέλο υπολογιστή της κίνησης των αστεριών στον Γαλαξία μας. 200.000 αστέρια κινούνται σε σχέση με το κέντρο ενός επίπεδου δίσκου, το κοιτάμε από ψηλά. Οι αριθμοί κάτω από τις εικόνες υποδεικνύουν τον αριθμό των περιστροφών που έχει κάνει το σύστημα. Μπορεί να φανεί ότι η σπειροειδής δομή σχηματίζεται πολύ γρήγορα. Η αλληλοδιείσδυση των σπειρών, δηλαδή το γεγονός ότι σε κάθε στιγμή αποτελούνται από διαφορετικά αστέρια, φαίνεται στο παράδειγμα του άνω βραχίονα στις εικόνες 4.5 και 5.5. Ο βραχίονας μετατοπίστηκε ελαφρά, αλλά κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου τα αστέρια έκαναν μια πλήρη επανάσταση γύρω από το κέντρο. Η λύση που δίνεται εδώ ελήφθη από τον Αμερικανό αστρονόμο Frank Hall στο Langley Center της NASA (Hampton, Βιρτζίνια, ΗΠΑ).

Οι σπειροειδείς βραχίονες είναι περιοχές όπου η πυκνότητα των αστεριών είναι μεγαλύτερη από ό,τι αλλού στον γαλαξιακό δίσκο. Αυτό είναι σαφώς ορατό, αλλά σε έναν κανονικό γαλαξία οι αλλαγές στην πυκνότητα είναι τόσο μικρές που δεν μπορούν να παρατηρηθούν άμεσα. Ωστόσο, μαζί με την πυκνότητα των άστρων, αλλάζει και η πυκνότητα του διαστρικού αερίου, που συμμετέχει μαζί με τα αστέρια στην περιστροφική κίνηση: περνώντας από τους σπειροειδείς βραχίονες, το αέριο γίνεται πιο πυκνό. Ως αποτέλεσμα αυτής της συμπίεσης, δημιουργούνται οι απαραίτητες συνθήκες για το σχηματισμό των άστρων. Αυτός είναι ο λόγος που τα αστέρια σχηματίζονται σε σπειροειδείς βραχίονες. Ανάμεσά τους υπάρχουν επίσης τεράστια αστέρια. Αυτά τα φωτεινά μπλε αστέρια διεγείρουν τη λάμψη του περιβάλλοντος αερίου. Είναι τα λαμπερά σύννεφα ιονισμένου υδρογόνου που δημιουργούν το αξιοσημείωτο θέαμα των σπειροειδών βραχιόνων, όχι τα πιο στενά γεμάτα αστέρια.

Έχουμε ήδη εξοικειωθεί με τον γαλαξία στον αστερισμό Canes Venatici (βλ.). Εδώ μαθαίνουμε ακόμη περισσότερα για το σχηματισμό άστρων σε σπειροειδείς βραχίονες. Κοιτάμε αυτό το σύστημα από μακριά: λάμπει μέσα από τα κοντινά αστέρια του δικού μας Γαλαξία. Το φως από αυτό ταξιδεύει για δώδεκα εκατομμύρια χρόνια πριν φτάσει στα τηλεσκόπια μας. Δεδομένου ότι βλέπουμε αυτόν τον γαλαξία, θα λέγαμε, από ψηλά, κάθετα στο επίπεδό του, οι σπειροειδείς βραχίονες του διακρίνονται ιδιαίτερα καλά.

Σχηματισμός αστεριών στον γαλαξία στον αστερισμό Canes Venatici

Η εκπομπή ραδιοφώνου προέρχεται από αυτόν τον γαλαξία σε εμάς. Ταχέως κινούμενα ηλεκτρόνια, τα οποία έχουν αποκτήσει τεράστια ταχύτητα, προφανώς ως αποτέλεσμα εκρήξεων σουπερνόβα, πετούν μέσα από το αστρικό σύστημα, εκπέμποντας ραδιοκύματα καθώς το κάνουν. Αυτά τα ραδιοκύματα λαμβάνονται από ευαίσθητα ραδιοτηλεσκόπια. Είναι ακόμη δυνατό να προσδιοριστεί από ποιες περιοχές του γαλαξία η ακτινοβολία είναι ισχυρότερη και από ποιες ασθενέστερη. Το 1971, οι ραδιοαστρονόμοι Donald Mathewson, Piet van der Kruyt και Wim Brouw στην Ολλανδία έλαβαν μια ραδιοεικόνα αυτού του γαλαξία (Εικ. 12.7). Σε αυτήν την εικόνα, η ένταση της ραδιοεκπομπής μεταδίδεται από περιοχές διαφορετικών πυκνοτήτων: όσο ισχυρότερη είναι η εκπομπή ραδιοφώνου, τόσο ελαφρύτερη είναι η περιοχή της εικόνας. Αν και το ραδιοτηλεσκόπιο δεν παράγει τόσο ευκρινή εικόνα όσο ένα οπτικό τηλεσκόπιο, η σπειροειδής δομή είναι ξεκάθαρα ορατή στην εικόνα. Έτσι, οι σπειροειδείς βραχίονες εκπέμπουν όχι μόνο ορατό φως, αλλά και ραδιοκύματα.

Ρύζι. 12.7. Μια ραδιοφωνική εικόνα του γαλαξία που εμφανίζεται στο . Σε αυτήν την εικόνα υπολογιστή, ο γαλαξίας φαίνεται όπως θα τον βλέπαμε αν τα μάτια μας ήταν ευαίσθητα στην εκπομπή ραδιοφώνου σε μήκος κύματος 21 cm και, επιπλέον, μπορούσαν να «βλέπουν» όπως και το μεγάλο ραδιοτηλεσκόπιο στο Westerbork (Ολλανδία). Η εκπομπή ραδιοφώνου προέρχεται κυρίως από εκείνες τις περιοχές όπου η πυκνότητα του διαστρικού αερίου είναι αυξημένη. Είναι επίσης σαφές ότι τα νέφη αερίων σε αυτόν τον γαλαξία έχουν σχεδόν την ίδια σπειροειδή δομή με την κατανομή των νεαρών αστεριών. (Φωτογραφία του Παρατηρητηρίου του Λέιντεν.)

Γιατί η ραδιοεκπομπή που δημιουργείται από τα ηλεκτρόνια είναι ισχυρότερη σε ορισμένα σημεία του γαλαξία και ασθενέστερη σε άλλα; Αυτό οφείλεται στον ίδιο τον μηχανισμό εμφάνισης αυτής της ακτινοβολίας, τις λεπτομέρειες του οποίου δεν θα αναφερθούμε εδώ. Αρκεί να επισημάνουμε ότι ισχυρότερη ραδιοεκπομπή εμφανίζεται εκεί όπου η πυκνότητα του διαστρικού αερίου είναι μεγαλύτερη. Έτσι, η ραδιοεικόνα του γαλαξία στον αστερισμό Canes Venatici αποδεικνύει ότι στους σπειροειδείς βραχίονες όχι μόνο τα αστέρια είναι πιο κοντά το ένα στο άλλο, αλλά και το διαστρικό αέριο έχει μεγαλύτερη πυκνότητα.

Το νεφέλωμα Canes Venatici μας δείχνει και κάτι άλλο. Μπορεί να σημειωθεί ότι οι περιοχές μέγιστης έντασης ραδιοεκπομπής δεν συμπίπτουν ακριβώς με τους ορατούς βραχίονες της σπείρας (Εικ. 12.8). Η περιοχή της μεγαλύτερης πυκνότητας του διαστρικού αερίου μετατοπίζεται ελαφρώς προς τα μέσα σε σχέση με τον ορατό βραχίονα. Τι θα σήμαινε αυτό; Μέσω των σπειροειδών βραχιόνων υπάρχει μια ροή αστεριών και διαστρικού αερίου, και αυτή η ροή διασχίζει τον βραχίονα έτσι ώστε να εισέρχεται σε αυτόν από την «εσωτερική» (κοιτά προς το κέντρο) πλευρά και να εξέρχεται από το εξωτερικό. Μια σύγκριση του ορατού βραχίονα, που φωτίζεται από νεογέννητα αστέρια, και του ραδιοβραχίονα, που αντιστοιχεί στην περιοχή μέγιστης συμπίεσης του διαστρικού αερίου, μας επιτρέπει να σχεδιάσουμε την ακόλουθη εικόνα.

Ρύζι. 12.8. Περιοχές μέγιστης εκπομπής ραδιοφώνου (σχηματικά σχεδιασμένες με λευκές γραμμές), επάλληλες σε μια οπτική εικόνα του γαλαξία στον αστερισμό Canes Venatici. Μπορεί να φανεί ότι οι σπειροειδείς βραχίονες μέγιστης πυκνότητας αερίου και οι σπειροειδείς δομές που σχηματίζονται από νεαρά αστέρια δεν συμπίπτουν εντελώς. Έτσι, θα πρέπει να γίνει διάκριση μεταξύ των βραχιόνων πυκνότητας (ραδιοβραχίονες) και των ορατών βραχιόνων του γαλαξία.

Τα αστέρια και η διαστρική ύλη περιστρέφονται γύρω από το κέντρο του γαλαξία (Εικ. 12.9). Πλησιάζοντας τον σπειροειδή βραχίονα, τα αστέρια έρχονται πιο κοντά το ένα στο άλλο, το αέριο γίνεται πιο πυκνό και έτσι δημιουργούνται οι απαραίτητες συνθήκες για την ανάδυση νέων αστεριών. Εμφανίζονται σύννεφα διαστρικού αερίου. καταρρέουν και εμφανίζονται τα πρώτα πρωτάστρα. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, τα αστέρια και το διαστρικό αέριο αναδύονται από την περιοχή της μέγιστης πυκνότητας (που αντιστοιχεί στον βραχίονα στην ραδιοεικόνα του γαλαξία). Αλλά η διαδικασία σχηματισμού άστρων που ξεκίνησε εκεί συνεχίζεται και μετά από κάποιο χρονικό διάστημα τα πρώτα τεράστια αστέρια αναδύονται από τα πρωτάστρα. Αυτά τα φωτεινά μπλε αστέρια διεγείρουν τη λάμψη του περιβάλλοντος αερίου, και το βλέπουμε ως ένα ορατό σπειροειδή βραχίονα.

Ρύζι. 12.9. Σχηματισμός αστεριών στον γαλαξία στον αστερισμό Canes Venatici. Επάνω δεξιά, η δομή του γαλαξία φαίνεται σχηματικά (βλ.). Η περιοχή που σημειώνεται με ένα διακεκομμένο τετράγωνο φαίνεται σε μεγέθυνση στο κάτω μέρος του σχήματος. Η ύλη ενός γαλαξία που περιστρέφεται αριστερόστροφα περνά πρώτα από βραχίονες πυκνότητας (ραδιοβραχίονες). Σε αυτή την περίπτωση, το διαστρικό αέριο συμπιέζεται. Αρχίζει ο σχηματισμός αστεριών. Μετά από κάποιο χρονικό διάστημα, εμφανίζονται τα πρώτα νεαρά αστέρια, φωτίζουν τις παρακείμενες μάζες αερίων, οι οποίες παράγουν ορατή ακτινοβολία (ορατοί βραχίονες του γαλαξία). Δεδομένου ότι το αέριο έχει χρόνο να μετακινηθεί από τη στιγμή της συμπίεσης έως τη στιγμή του σχηματισμού αστεριών, οι ραδιοβραχίονες και οι ορατοί βραχίονες δεν συμπίπτουν μεταξύ τους. Αυτό εξηγεί την κατάσταση που φαίνεται στο . Η κατεύθυνση κίνησης της ουσίας υποδεικνύεται με κόκκινα βέλη.

Έτσι, η ουσία περνά πρώτα από μια περιοχή αυξημένης πυκνότητας. Εδώ ξεκινά η διαδικασία σχηματισμού άστρων. Μετά από λίγο, τα πρώτα αστέρια ανάβουν και παρατηρούμε έναν ορατό σπειροειδή βραχίονα. Δεδομένου ότι γνωρίζουμε πόσο γρήγορα κινούνται τα αστέρια και το αέριο στον γαλαξία στο Canes Venatici και μπορούμε να μετρήσουμε την απόσταση μεταξύ του ραδιοβραχίονα και του ορατού βραχίονα του γαλαξία, μπορούμε να υπολογίσουμε το χρόνο που χρειάζεται από την ενοποίηση του διαστρικού αερίου έως η εμφάνιση των πρώτων αστεριών: είναι περίπου έξι εκατομμύρια χρόνια. Στα τελευταία 500.000 χρόνια από αυτά τα έξι εκατομμύρια, έχει συμβεί μια διαδικασία του τύπου που περιγράφεται από τις λύσεις του Larson. Χρειάζονται πεντέμισι εκατομμύρια χρόνια για να σχηματίσει η διαστρική ύλη το νέφος στο οποίο ο Λάρσον στήριξε το μοντέλο του.

Προτού η γαλαξιακή ύλη μπορέσει να κάνει μια πλήρη επανάσταση γύρω από το γαλαξιακό κέντρο, η διάρκεια ζωής των ογκωδών αστέρων λήγει. Επιστρέφουν σημαντικό μέρος της ύλης τους στο διαστρικό αέριο και οι ίδιοι γίνονται λευκοί νάνοι ή εκρήγνυνται, σχηματίζοντας σουπερνόβα. Η ύλη που εισέρχεται στο διαστρικό αέριο από αυτά εμπλουτίζεται με άτομα βαρέων στοιχείων που προέκυψαν στα έντερα των αστεριών και την επόμενη φορά που θα περάσει από τον σπειροειδή βραχίονα, συμμετέχει στο σχηματισμό νέων άστρων. Μόνο η ύλη που περιέχεται σε συμπαγή αντικείμενα - λευκοί νάνοι ή αστέρια νετρονίων, που απομένουν μετά το θάνατο των άστρων, εξαιρείται από αυτόν τον κύκλο ύλης.

Μια φορά κι έναν καιρό, πολύ μετά το σχηματισμό των αστεριών στο γαλαξιακό φωτοστέφανο, το υλικό του Ήλιου μας με τη μορφή διαστρικού αερίου περνούσε από τον σπειροειδή βραχίονα και τότε σχηματίστηκαν πολλά αστέρια. Τα πιο ογκώδη αδέρφια του Ήλιου μας έχουν τελειώσει εδώ και καιρό τη ζωή τους, ενώ τα λιγότερο μαζικά, όπως ο Ήλιος μας, κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, λόγω της ανομοιόμορφης περιστροφής στον Γαλαξία μας, διασκορπίστηκαν σε όλο τον Γαλαξία και εξαφανίστηκαν από το οπτικό πεδίο.

Σημειώσεις:

Εδώ και σε όλο αυτό το βιβλίο, εκτός αν αναφέρεται διαφορετικά, χρησιμοποιούμε την απόλυτη κλίμακα θερμοκρασίας, το μηδέν της οποίας αντιστοιχεί σε -273° Κελσίου. Για να μεταβείτε από την απόλυτη θερμοκρασία σε θερμοκρασία στην κλίμακα Κελσίου, πρέπει να αφαιρέσετε 273 βαθμούς. Η επιφανειακή θερμοκρασία του Ήλιου σε Κελσίου είναι επομένως 5530°

Αυτές οι ιδέες ανήκουν στον Ισαάκ Νεύτωνα! Και ο Τζιν τον παραθέτει στο βιβλίο του. - Περίπου. Εκδ.

Η όσμωση ονομάζεται συχνά χώρος χωρίς αέρα, υποδηλώνοντας ότι είναι κενός. Ωστόσο, δεν είναι. Στο διαστρικό διάστημα υπάρχει σκόνη και αέριο (κυρίως ήλιο και υδρογόνο, με πολύ περισσότερο από το τελευταίο). Υπάρχουν ολόκληρα σύννεφα σκόνης και αερίου στο Σύμπαν. Χάρη σε αυτά τα σύννεφα, δεν μπορούμε να δούμε το κέντρο του Γαλαξία μας. Αυτά τα σύννεφα μπορεί να έχουν μέγεθος εκατοντάδων ετών φωτός και μέρη τους μπορούν να συμπιεστούν υπό την επίδραση της βαρύτητας.

Κατά τη διαδικασία συμπίεσης, μέρος του νέφους θα γίνει πιο πυκνό, θα μειώνεται σε μέγεθος και ταυτόχρονα θα θερμαίνεται. Εάν η μάζα μιας συμπιεσμένης ουσίας είναι επαρκής για να αρχίσουν να συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις μέσα σε αυτήν κατά τη διάρκεια της διαδικασίας συμπίεσης, τότε ένα τέτοιο νέφος παράγει αστέρι.

πρέπει να σημειωθεί ότι συνήθως μια ολόκληρη ομάδα γεννιέται από ένα σύννεφο αστέρια , που συνήθως ονομάζεται αστρικόςσύμπλεγμα. Σε αυτό το σύννεφο σχηματίζονται ξεχωριστές συμπιέσεις (θα τις ονομάζουμε και σύννεφα στο μέλλον), καθένα από τα οποία μπορεί να δημιουργήσει αστέρι. Όπως αναφέρθηκε, το πιο εύκολο αστέριαέχουν μάζα 12 φορές μικρότερη από τον Ήλιο. Εάν το νέφος που καταρρέει είναι μικρότερης μάζας, αλλά όχι λιγότερο από τον Ήλιο κατά περισσότερο από εκατό φορές, τέτοια σύννεφα σχηματίζουν τους λεγόμενους καφέ νάνους. Οι καφέ νάνοι είναι ακόμα πιο δροσεροί από τους κόκκινους νάνους αστέρια. Αυτά τα αντικείμενα θερμαίνονται αρκετά έντονα από τις δυνάμεις της βαρυτικής συμπίεσης και εκπέμπουν πολλή θερμότητα (υπέρυθρη ακτινοβολία), αλλά ελάχιστα λάμπουν. Αλλά οι πυρηνικές αντιδράσεις δεν ξεκινούν στους καφέ νάνους. Στο τέλος, η βαρυτική συμπίεση σταματά από την πίεση αερίου από το εσωτερικό, νέα μέρη ενέργειας παύουν να απελευθερώνονται και οι καφέ νάνοι ψύχονται σε σχετικά σύντομο χρονικό διάστημα. Ένας από τους τελευταίους καφέ νάνους που ανακαλύφθηκαν είναι ένας νάνος στον αστερισμό της Ύδρας, το μέγεθός του είναι μόνο 22,3, αν και απέχει μόλις 33 έτη φωτός από τον Ήλιο. Η μοναδικότητα αυτού του κοντινού καφέ νάνου έγκειται στο γεγονός ότι όλα τα παρόμοια αντικείμενα που είχαν ανακαλυφθεί προηγουμένως ήταν μέρος δυαδικών συστημάτων και αυτό είναι μεμονωμένο. Παρατηρείται μόνο λόγω της εγγύτητάς του με τη Γη. Ο πλανήτης Δίας, ο μεγαλύτερος στο ηλιακό σύστημα, είναι 80 φορές ελαφρύτερος από τον μικρότερης μάζας αστέριακαι μόνο 8-10 φορές ελαφρύτερο από τους καφέ νάνους. Και πάλι σημειώνουμε το ρόλο της μάζας ενός αντικειμένου στη δική του μοίρα.

Αν είναι αρκετά μαζική για να σχηματιστεί αστέριατο σύννεφο θερμαίνεται τόσο πολύ που αρχίζει να εκπέμπει ενεργά θερμότητα και, ίσως, να λάμπει αμυδρά σκούρο κόκκινο (ακόμα και πριν ξεκινήσει η πυρηνική σύντηξη), ένα τέτοιο σύννεφο συνήθως ονομάζεται πρωτοαστέρας(πριν- αστέρι). Μόλις η θερμοκρασία στο κέντρο του πρωτοάστρου φτάσει τους 10.000.000 Κ, αρχίζει η πυρηνική σύντηξη. Η συμπίεση του πρωτοαστέρα διακόπτεται από ελαφριά πίεση, γίνεται αστέρι. Και πάλι, η μάζα καθορίζει πόσο γρήγορα θα μετατραπεί ο πρωτοαστέρας αστέρι. αστέριατύπος του Ήλιου ξοδεύουν σε αυτό το στάδιο της γέννησής τους 30.000.000 χρόνια, αστέριατρεις φορές πιο μαζική - 100.000 χρόνιακαι δέκα φορές λιγότερο μαζική - 100.000.000 χρόνια. Άρα, μη μαζική αστέριαΤα κάνουν όλα πιο αργά, και γεννιούνται και ζουν. Όπως θυμόμαστε, σε τόσο εύκολο στα αστέριαπεριλαμβάνουν κόκκινο αστέρια, που είναι μικρού μεγέθους και ονομάζονται κόκκινοι νάνοι. Οι κόκκινοι νάνοι είναι δέκα φορές μικρότεροι από τον Ήλιο. Αστέριο τύπος του Ήλιου ονομάζεται κίτρινος νάνος, όπως αστέριαείναι επίσης σχετικά μικρά. Το πιο βαρύ και μεγαλύτερο κανονικό αστέριαονομάζονται μπλε γίγαντες.

Σε νεαρή ηλικία αστέριεξακολουθεί να περιβάλλεται από το μητρικό του σύννεφο, το οποίο με τη μορφή ενός δίσκου αερίου ή αερίου-σκόνης περιστρέφεται γύρω του. Εν αστέριάνεμος - ένα ρεύμα από κάθε είδους σωματίδια που διαφεύγουν από την επιφάνεια αστέριασε υψηλές ταχύτητες, ασκεί πίεση στην ουσία του νέφους, προσπαθώντας να την απωθήσει. Δεδομένου ότι το σύννεφο έχει σχήμα επίπεδου δίσκου, η κίνηση των σωματιδίων στο επίπεδό του υπό πίεση αστρικόςο άνεμος είναι δύσκολος. Η ύλη ορμάει κατά μήκος του άξονα περιστροφής αστέριακαι σύννεφα, σε δύο αντίθετες κατευθύνσεις. Υπάρχει λίγη ύλη σε αυτές τις κατευθύνσεις και τα σωματίδια σύννεφων σχεδόν ανεμπόδιστα ξεφεύγουν από εκεί αστέρια. Έτσι παρατηρούνται συχνά εκροές ύλης από νέους αστέρια.

Όταν ακούμε τη λέξη αστέρι, συχνά φανταζόμαστε διάφορα ουράνια σώματα ορατά στον ουρανό. Αλλά δεν είναι όλα αστέρια· μπορεί να είναι πλανήτες, ομάδες αστεριών ή απλά νέφη αερίου.

Αστέριείναι μια μπάλα αερίου. Λάμπει λόγω της πολύ υψηλής θερμοκρασίας του. Οι θερμοκρασίες των αστεριών κυμαίνονται από 2.100 έως 50.000 βαθμούς Κελσίου. Η θερμοκρασία ενός αστεριού επηρεάζει άμεσα το χρώμα του. Αυτό μπορεί να συγκριθεί με ζεστό μέταλλο που αλλάζει χρώμα ανάλογα με τη θερμοκρασία. Τα πιο καυτά αστέρια φαίνονται μπλε.

Η εμφάνιση ενός αστεριού

Οι επιστήμονες προσπάθησαν εδώ και καιρό να καταλάβουν πώς σχηματίζονται τα αστέρια. Τα αστέρια μπορούν να έχουν διαφορετικά μεγέθη. Πολλά από τα άλλα χαρακτηριστικά του, όπως η θερμοκρασία, το χρώμα και το προσδόκιμο ζωής του, εξαρτώνται από το μέγεθός του. Τα αστέρια είναι φτιαγμένα από κοσμική σκόνη και αέριο. Οι δυνάμεις βαρύτητας συμπυκνώνουν αυτά τα εξαρτήματα. Αυξάνουν την ταχύτητα περιστροφής και τη θερμοκρασία τους, γεγονός που οδηγεί στο σχηματισμό ενός πρωτοάστρου. Όταν το αέριο στον πυρήνα ενός πρωτοάστρου θερμαίνεται στους 12.000.000 βαθμούς, το υδρογόνο μέσα του θα αρχίσει να μετατρέπεται σε ήλιο. Κατά τη διάρκεια αυτής της διαδικασίας, το πρωτοάστρο εκπέμπει πολλή ενέργεια, με αποτέλεσμα να σταματήσει να συστέλλεται.

Μονοπάτι ζωής

Η ενέργεια που εκπέμπεται από ένα αστέρι το κάνει φωτεινό για πολλά χρόνια. Για παράδειγμα, ένα αστέρι παρόμοιο με τον Ήλιο ζει και λάμπει κατά μέσο όρο 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Τα μεγαλύτερα αστέρια έχουν μικρότερη διάρκεια ζωής μόνο μερικών εκατομμυρίων ετών. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι το αέριο στα βάθη τους επεξεργάζεται ταχύτερα. Αστέρια μικρότερα από τον Ήλιο μας παράγουν λιγότερη θερμότητα και φως και ζουν 50 δισεκατομμύρια χρόνια ή περισσότερο.

Ομάδες αστεριών

Σε ορισμένες περιπτώσεις, δύο ή μια ολόκληρη ομάδα αστεριών σχηματίζονται από το ίδιο αρχικό υλικό με τη μορφή αερίου και σκόνης. Ονομάζονται πολλαπλάσια. Οι επιστήμονες που παρατηρούσαν τέτοια αστέρια παρατήρησαν ότι μερικές φορές το φως ενός αστεριού ξεπερνά το άλλο και μερικές φορές το φως που εκπέμπεται από αυτά συνοψίζεται.

• Κατά τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο, απελευθερώνεται μεγάλη ποσότητα ενέργειας στον πυρήνα του άστρου, η οποία σταματά την περαιτέρω συμπίεση του άστρου.
• Οι λεγόμενες Πλειάδες, ομάδες αστεριών που βρίσκονται αρκετά μακριά από τη γη, μπορούν να γίνουν αντιληπτές με γυμνό μάτι ως ένα ομιχλώδες σημείο.
• Ένα αστέρι γεννιέται από ένα σύννεφο αερίου και σκόνης. Η δύναμη της βαρύτητας συμπιέζει αυτό το σύννεφο. Η θερμοκρασία του αερίου αυξάνεται, γεγονός που οδηγεί στην απελευθέρωση ενέργειας, ιδίως φωτός.
• Η θερμοκρασία του αερίου αυξάνεται συνεχώς, το φως που εκπέμπεται από το αστέρι γίνεται πιο φωτεινό.
• Ο ήλιος μας βρίσκεται αυτή τη στιγμή στη μέση της πορείας της ζωής του. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, υπάρχει αρκετό αέριο σε αυτό για να ζήσει για άλλα 5 δισεκατομμύρια χρόνια.

Μπορείτε να βρείτε πολλά ενδιαφέροντα και επιστημονικά άρθρα και νέα για το διάστημα στον ιστότοπο

Τα αστέρια γεννιούνται όταν ένα νέφος διαστρικού αερίου και σκόνης συμπιέζεται και συμπιέζεται από τη δική του βαρύτητα.
Πιστεύεται ότι αυτή η διαδικασία οδηγεί στο σχηματισμό των αστεριών. Χρησιμοποιώντας οπτικά τηλεσκόπια, οι αστρονόμοι μπορούν να δουν αυτές τις ζώνες, οι οποίες μοιάζουν με σκοτεινά σημεία σε φωτεινό φόντο. Ονομάζονται «γίγαντα μοριακά συμπλέγματα νέφους» επειδή το υδρογόνο υπάρχει σε μοριακή μορφή. Αυτά τα συμπλέγματα, ή συστήματα, μαζί με τα σφαιρικά αστρικά σμήνη, είναι οι μεγαλύτερες δομές στον γαλαξία, που μερικές φορές φτάνουν τα 1.300 έτη φωτός σε διάμετρο.
Τα νεότερα αστέρια, που ονομάζονται «αστρικός πληθυσμός Ι», σχηματίστηκαν από τα υπολείμματα που προέκυψαν από τις εκρήξεις παλαιότερων αστεριών, ονομάζονται
«αστρικός πληθυσμός ΙΙ». Μια εκρηκτική έκλαμψη προκαλεί ένα ωστικό κύμα που φτάνει στο κοντινότερο νεφέλωμα και προκαλεί τη συμπίεσή του.

Μποκ σφαιρίδια.

Έτσι, μέρος του νεφελώματος συμπιέζεται. Ταυτόχρονα με αυτή τη διαδικασία, αρχίζει ο σχηματισμός πυκνών νεφών αερίου και σκόνης με σκούρο στρογγυλό σχήμα. Ονομάζονται «Bock globules». Ο Μποκ, Αμερικανός αστρονόμος Ολλανδικής καταγωγής (1906-1983), ήταν ο πρώτος που περιέγραψε τα σφαιρίδια. Η μάζα των σφαιριδίων είναι περίπου
200 φορές τη μάζα του Ήλιου μας.
Καθώς το σφαιρίδιο Bok συνεχίζει να συμπυκνώνεται, η μάζα του αυξάνεται, προσελκύοντας ύλη από γειτονικές περιοχές λόγω της βαρύτητας. Λόγω του γεγονότος ότι το εσωτερικό μέρος του σφαιριδίου συμπυκνώνεται ταχύτερα από το εξωτερικό μέρος, το σφαιρίδιο αρχίζει να θερμαίνεται και να περιστρέφεται. Μετά από αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια, κατά τη διάρκεια των οποίων συμβαίνει συμπίεση, σχηματίζεται ένας πρωτοαστέρας.

Εξέλιξη ενός πρωτοαστέρα.

Λόγω της αύξησης της μάζας, όλο και περισσότερη ύλη έλκεται στο κέντρο του πρωτοάστρου. Η ενέργεια που απελευθερώνεται από το αέριο που συμπιέζεται στο εσωτερικό μετατρέπεται σε θερμότητα. Η πίεση, η πυκνότητα και η θερμοκρασία του πρωτοαστέρα αυξάνονται. Λόγω της αύξησης της θερμοκρασίας, το αστέρι αρχίζει να λάμπει σκούρο κόκκινο.
Ο πρωτοάστρος είναι πολύ μεγάλος και παρόλο που η θερμική ενέργεια κατανέμεται σε ολόκληρη την επιφάνειά του, παραμένει σχετικά κρύος. Στον πυρήνα, η θερμοκρασία ανεβαίνει και φτάνει αρκετά εκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Η περιστροφή και το στρογγυλό σχήμα του πρωτοαστέρα αλλάζουν κάπως, γίνεται πιο επίπεδο. Αυτή η διαδικασία διαρκεί εκατομμύρια χρόνια.
Είναι δύσκολο να δεις νεαρά αστέρια, αφού εξακολουθούν να περιβάλλονται από ένα σκοτεινό σύννεφο σκόνης, λόγω του οποίου η φωτεινότητα του αστεριού είναι πρακτικά αόρατη. Αλλά μπορούν να προβληθούν χρησιμοποιώντας ειδικά υπέρυθρα τηλεσκόπια. Ο θερμός πυρήνας ενός πρωτοάστρου περιβάλλεται από έναν περιστρεφόμενο δίσκο ύλης με ισχυρή βαρυτική δύναμη. Ο πυρήνας θερμαίνεται τόσο πολύ που αρχίζει να εκτοξεύει ύλη από τους δύο πόλους, όπου η αντίσταση είναι ελάχιστη. Όταν αυτές οι εκπομπές συγκρούονται με το διαστρικό μέσο, ​​επιβραδύνουν και διασκορπίζονται εκατέρωθεν, σχηματίζοντας μια δομή σε σχήμα δακρύου ή τοξωτή γνωστή ως αντικείμενο Herbic-Haro.

Αστέρι ή πλανήτης;

Η θερμοκρασία ενός πρωτοάστρου φτάνει αρκετές χιλιάδες βαθμούς. Περαιτέρω εξελίξεις εξαρτώνται από τις διαστάσεις αυτού του ουράνιου σώματος. εάν η μάζα είναι μικρή και είναι μικρότερη από το 10% της μάζας του Ήλιου, αυτό σημαίνει ότι δεν υπάρχουν συνθήκες για να συμβούν πυρηνικές αντιδράσεις. Ένας τέτοιος πρωτοαστέρας δεν θα μπορέσει να μετατραπεί σε πραγματικό αστέρι.
Οι επιστήμονες έχουν υπολογίσει ότι για να μεταμορφωθεί ένα ουράνιο σώμα που συστέλλεται σε αστέρι, η ελάχιστη μάζα του πρέπει να είναι τουλάχιστον 0,08 της μάζας του Ήλιου μας. Ένα σύννεφο μικρότερου μεγέθους που περιέχει αέριο, που συμπυκνώνεται, θα κρυώσει σταδιακά και θα μετατραπεί σε ένα μεταβατικό αντικείμενο, κάτι μεταξύ ενός αστεριού και ενός πλανήτη, αυτός είναι ο λεγόμενος «καφέ νάνος».
Ο πλανήτης Δίας είναι ένα ουράνιο αντικείμενο πολύ μικρό για να γίνει αστέρι. Αν ήταν μεγαλύτερο, ίσως να ξεκινούσαν πυρηνικές αντιδράσεις στα βάθη του και, μαζί με τον Ήλιο, να συνέβαλλε στην ανάδυση ενός συστήματος διπλών αστέρων.

Πυρηνικές αντιδράσεις.

Εάν η μάζα ενός πρωτοάστρου είναι μεγάλη, συνεχίζει να συμπυκνώνεται υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Η πίεση και η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνονται, η θερμοκρασία φτάνει σταδιακά τους 10 εκατομμύρια βαθμούς. Αυτό είναι αρκετό για να συνδυαστούν άτομα υδρογόνου και ηλίου.
Στη συνέχεια, ενεργοποιείται ο «πυρηνικός αντιδραστήρας» του πρωτοάστρου και μετατρέπεται σε ένα συνηθισμένο αστέρι. Στη συνέχεια απελευθερώνεται ένας δυνατός άνεμος, ο οποίος διασκορπίζει το περιβάλλον κέλυφος σκόνης. Το φως μπορεί στη συνέχεια να φανεί να εκπέμπεται από το αστέρι που προκύπτει. Αυτό το στάδιο ονομάζεται «φάση Τ-Ταύρου» και μπορεί να διαρκέσει 30 εκατομμύρια χρόνια. Ο σχηματισμός πλανητών είναι δυνατός από τα υπολείμματα αερίου και σκόνης που περιβάλλουν το αστέρι.
Η γέννηση ενός νέου αστεριού μπορεί να προκαλέσει ωστικό κύμα. Έχοντας φτάσει στο νεφέλωμα, προκαλεί τη συμπύκνωση της νέας ύλης και η διαδικασία σχηματισμού άστρων θα συνεχιστεί μέσω των νεφών αερίου και σκόνης. Τα μικρά αστέρια είναι αχνά και κρύα, ενώ τα μεγάλα είναι ζεστά και φωτεινά. Για το μεγαλύτερο μέρος της ύπαρξής του, το αστέρι ισορροπεί στο στάδιο της ισορροπίας.

Δημοτικό δημοσιονομικό εκπαιδευτικό ίδρυμα "Γυμνάσιο"

Περίληψη με θέμα: Πώς σχηματίζονται τα αστέρια

Συμπληρώθηκε από τον μαθητή της Δ' τάξης Wolf Vladislav

G. Chernogorsk, RH

1. Εισαγωγή
2. Ενα αστέρι γεννιέται
3. Star Bonds
4. Γέννηση της γης
5. Ήλιος
6. Φεγγάρι
7. Αστερισμοί
8. συμπέρασμα

Εισαγωγή

Μόλις πρόσφατα, η μητέρα μου μου έδωσε το βιβλίο «The Great Schoolchild’s Encyclopedia». Ήμουν πολύ χαρούμενος. Όταν άρχισα να το μελετώ, συνειδητοποίησα πόσο συναρπαστικό και ενδιαφέρον ήταν σε περιεχόμενο. Συμπεριλαμβανομένων ιστοριών για το διάστημα, για το ηλιακό σύστημα, για τη γέννηση νέων αστεριών ή πλανητών. Μου άρεσε πολύ και αποφάσισα να κάνω μια μικρή αναφορά για να μάθουν και άλλα παιδιά.

Πώς σχηματίζονται τα αστέρια

Όταν οι άνθρωποι μιλούν για αστέρια, συνήθως εννοούν όλα τα φωτεινά σώματα που φαίνονται στον νυχτερινό ουρανό. Πολλά από αυτά, ωστόσο, δεν είναι αστέρια, αλλά πλανήτες, ομάδες αστεριών ή απλά σύννεφα αερίων.

Ένα αστέρι είναι μια μπάλα αερίου που θερμαίνεται σε τέτοια θερμοκρασία που να λάμπει. Η θερμοκρασία των αστεριών κυμαίνεται από 2100*C έως 50.000*C. Το χρώμα ενός αστεριού εξαρτάται από τη θερμοκρασία του Φανταστείτε ότι ένα κομμάτι μέταλλο θερμαίνεται στη φωτιά. Πρώτα το μέταλλο γίνεται έντονο κόκκινο. Μετά γίνεται άσπρο καυτό. Τα λευκά αστέρια είναι πιο καυτά από τα κόκκινα αστέρια, αλλά τα πιο καυτά αστέρια είναι μπλε.

ΕΝΑ ΑΣΤΕΡΙ ΓΕΝΝΗΘΕΙ

Για πολλά χρόνια, οι επιστήμονες αναζητούν μια απάντηση στο ερώτημα πώς γεννιούνται τα αστέρια. Τα αστέρια έρχονται σε διαφορετικά μεγέθη. Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού, η φωτεινότητα και άλλα χαρακτηριστικά εξαρτώνται από το μέγεθός του. Τα αστέρια γεννιούνται από σύννεφα κοσμικού αερίου και σκόνης. Υπό την επίδραση των βαρυτικών δυνάμεων, το σύννεφο γίνεται πιο πυκνό, η ταχύτητα περιστροφής του και η θερμοκρασία του σταδιακά αυξάνονται και μετατρέπεται σε πρωτοάστρο. Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο ενός πρωτοάστρου φτάσει περίπου τους 12.000.000 * C, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στα βάθη του, μετατρέποντας το υδρογόνο και το ήλιο. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τόσο τεράστια ποσότητα ενέργειας που το αστέρι σταματά να συστέλλεται υπό την επίδραση των δικών του βαρυτικών δυνάμεων. Εδώ τελειώνει ο σχηματισμός των άστρων.

Η απελευθερωμένη ενέργεια όχι μόνο εμποδίζει το αστέρι να συρρικνωθεί, αλλά και το κάνει να λάμπει για πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα. Ένα αστέρι στο μέγεθος του Ήλιου μας μπορεί να ζήσει περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Τα μεγαλύτερα αστέρια καίνε αέριο πιο γρήγορα και ζουν μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια. Αστέρια μικρότερα από τον Ήλιο και ψυχρότερα μπορούν να ζήσουν περισσότερα από 50 δισεκατομμύρια χρόνια.

ΓΡΑΒΕΣ ΑΣΤΕΡΩΝ

Μερικές φορές δύο αστέρια γεννιούνται κοντά από ένα περιστρεφόμενο σύννεφο αερίου και σκόνης. Επιπλέον, τα νεογέννητα συχνά διαφέρουν ως προς το χρώμα και το μέγεθος και δεν μοιάζουν καθόλου με δίδυμα. Συνδέονται με δυνάμεις αμοιβαίας έλξης και κινούνται σε τροχιές, περιστρέφοντας το ένα γύρω από το άλλο, όπως η Σελήνη περιστρέφεται γύρω από τη Γη. Τέτοια αστέρια ονομάζονται διπλά αστέρια. Εάν υπάρχουν περισσότερα από δύο αστέρια σε μια ομάδα, ονομάζονται πολλαπλάσια. Οι αστρονόμοι συγκρίνουν τη φωτεινότητα τέτοιων άστρων παρατηρώντας τα σε διαφορετικές περιόδους: όταν το φως ενός αστεριού υπερκαλύπτει ένα άλλο ή όταν οι ακτινοβολίες τους αθροίζονται.

Υπάρχουν οι Πλειάδες - ένα ανοιχτό αστρικό σμήνος, το οποίο περιλαμβάνει περισσότερα από 100 αστέρια. Είναι πολύ μακριά από το έδαφος, έτσι τα περισσότερα από αυτά δεν είναι ορατά με γυμνό μάτι και γίνονται αντιληπτά συλλογικά ως ένα ομιχλώδες σημείο.

Η ΓΕΝΝΗΣΗ ΤΗΣ ΓΗΣ

Η Γη σχηματίστηκε προφανώς πριν από περίπου 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια (περίπου 8,5 - 10,5 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη γέννηση του Σύμπαντος ως αποτέλεσμα μιας κολοσσιαίας απελευθέρωσης ενέργειας που ονομάζεται Big Bang). Σχηματίστηκε καθώς η πρωτοπλανητική ύλη συγκεντρώθηκε σε θρόμβο και θερμάνθηκε. Στο κέντρο αυτής της μπάλας συγκεντρώθηκαν βαριά σωματίδια σιδήρου και νικελίου και ένα εξωτερικό, πιθανώς λιωμένο στρώμα σχηματίστηκε από ελαφρύτερα υλικά. Μετά από εκατομμύρια χρόνια, το εξωτερικό στρώμα άρχισε να ψύχεται και να σκληραίνει. Στα βάθη της Γης, η ουσία είναι ακόμα καυτή, και ένα μέρος της είναι λιωμένο. Από το διάστημα, ο πλανήτης μας φαίνεται μπλε επειδή το μεγαλύτερο μέρος του καλύπτεται από ωκεανούς και η Γη περιβάλλεται από μια ατμόσφαιρα - ένα κέλυφος αέρα. Προστατεύει από την κοσμική ακτινοβολία και ρυθμίζει τη θερμοκρασία της Γης. Πιο ψηλά, η ατμόσφαιρα γίνεται πιο λεπτή μέχρι να γίνει χώρος χωρίς αέρα. Συγκρατείται από τη δύναμη της βαρύτητας. Η Γη έχει σχήμα μπάλας, αν και κάπως πεπλατυσμένη στους πόλους και ευρύτερα στον ισημερινό, στη μέση. Το μαγνητικό πεδίο του πλανήτη μας δημιουργείται από ρεύματα φορτισμένων σωματιδίων στον πλούσιο σε σίδηρο πυρήνα της γης.

ΗΛΙΟΣ

Το αστέρι μας. Τώρα βρίσκεται στη μέση του κύκλου ζωής του και τα αποθέματα αερίου του θα διαρκέσουν για άλλα 5 δισεκατομμύρια χρόνια. Εννέα κοσμικά σώματα που ονομάζονται πλανήτες περιστρέφονται γύρω από τον Ήλιο προς την ίδια κατεύθυνση - αριστερόστροφα όταν τα βλέπουμε από ψηλά. Μαζί με τον Ήλιο αποτελούν το Ηλιακό Σύστημα. Η Γη κάνει μια πλήρη περιστροφή γύρω από τον Ήλιο σε ένα χρόνο (365 ημέρες) Ο Ήλιος βρίσκεται σε απόσταση 150 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τη Γη. Ο Ήλιος είναι περίπου 333.000 φορές βαρύτερος από τη Γη. Με την ακρίβεια της ογκομετρικής όρασης, περίπου 1.300.000 πλανήτες όπως η Γη θα χωρούσαν μέσα στον Ήλιο. Όπως όλα τα αστέρια, ο Ήλιος είναι μια μπάλα καυτών αερίων, κυρίως υδρογόνου και ηλίου. Μια θερμοπυρηνική αντίδραση συμβαίνει στον ηλιακό πυρήνα, μετατρέποντας το υδρογόνο σε ήλιο. Απελευθερώνεται τεράστια ποσότητα ενέργειας, λόγω της οποίας η θερμοκρασία του πυρήνα φτάνει τα 15.000.000 * C και ο Ήλιος λάμπει.

ΦΕΓΓΑΡΙ

Αυτό είναι το κοσμικό σώμα που βρίσκεται πιο κοντά στη Γη και ο μόνος δορυφόρος μας

Πλανήτες. Οι αστρονόμοι αποκαλούν τη Σελήνη δορυφόρο επειδή περιφέρεται γύρω από τη Γη κάθε 27,3 ημέρες. Ταυτόχρονα, καταφέρνει να περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του, οπότε η Σελήνη βλέπει πάντα τη Γη με την ίδια πλευρά. Το φεγγάρι λάμπει με φως που αντανακλάται από τον ήλιο. Κατά τη διάρκεια της νέας σελήνης, η πλευρά της Σελήνης που βρίσκεται απέναντι μας δεν φωτίζεται από τον Ήλιο και δεν μπορούμε να τη δούμε καθόλου. Μερικές φορές η Σελήνη εμφανίζεται ανάμεσα στη Γη και τον Ήλιο, κρύβοντας τον Ήλιο. Στη συνέχεια, μια ηλιακή έκλειψη συμβαίνει στη Γη. Οι σεληνιακές εκλείψεις συμβαίνουν όταν η Γη περνά ανάμεσα στον Ήλιο και τη Σελήνη, ρίχνοντας μια σκιά στην επιφάνεια της Σελήνης. Εμφανίζονται πιο συχνά από τα ηλιακά. Μερικοί επιστήμονες πιστεύουν ότι πριν από 4 δισεκατομμύρια χρόνια η Γη συγκρούστηκε με ένα συμπαγές ουράνιο σώμα που ονομάζεται πλανήτης. Κατά την πρόσκρουση, κομμάτια αποκόπηκαν από την επιφάνεια της Γης. Κινούμενοι γύρω του σε τροχιά, ήρθαν σταδιακά πιο κοντά, σχηματίζοντας τη Σελήνη. Δεν υπάρχει ατμόσφαιρα στο φεγγάρι και όλοι οι μετεωρίτες πέφτουν στην επιφάνειά του χωρίς να καούν, σχηματίζοντας κρατήρες. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια της Σελήνης είναι από -170*C έως 100*C.

Γη πλανητιακή

ΑΣΤΕΡΙΣΜΟΙ

Χιλιάδες αστέρια είναι ορατά στον νυχτερινό ουρανό. Τα αστέρια σχηματίζουν διάφορα σχέδια και σχήματα. Οι ομάδες αστεριών που δημιουργούν ένα συγκεκριμένο σχέδιο ονομάζονται αστερισμοί. Ακόμη και στην αρχαιότητα, οι άνθρωποι παρατήρησαν ότι όλα τα αστέρια έμοιαζαν να περιστρέφονται γύρω από το Βόρειο Αστέρι. Στέκεται πάντα στη θέση της, ακίνητη. Βρίσκεται ακριβώς πάνω από τον Βόρειο Πόλο. Στο νότιο ημισφαίριο, είναι βολικό να πλοηγηθείτε από τον αστερισμό του Νότιου Σταυρού. Το σχήμα των αστερισμών δεν αλλάζει, αλλά οι πλανήτες αλλάζουν τη θέση τους καθώς κινούνται μεταξύ των αστερισμών. Οι αρχαίοι αστρονόμοι αποκαλούσαν τα μυστηριώδη κινούμενα αντικείμενα «πλανήτες», που σημαίνει «περιπλανώμενοι» στα αρχαία ελληνικά.

ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ

Επιστήμη για το διάστημα και τα κοσμικά σώματα. Κάθε χρόνο μαθαίνουμε όλο και περισσότερα για το Ηλιακό Σύστημα, τον Γαλαξία μας (Γαλαξία) και πολλά άλλα αντικείμενα και φαινόμενα στο Σύμπαν. Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν τον πιο σύγχρονο επιστημονικό εξοπλισμό για να διεισδύσουν στα μυστικά του διαστήματος. Χάρη στην έρευνά τους, κατανοούμε τη δομή του ηλιακού συστήματος και του σύμπαντος. Κοιτάζοντας στα βάθη του διαστήματος, οι αστρονόμοι συνεργάζονται με χημικούς, φυσικούς και άλλους επιστήμονες, ανταλλάσσοντας γνώσεις και ιδέες.