İyi çalışmanızı bilgi tabanına göndermek basittir. Aşağıdaki formu kullanın

Bilgi tabanını çalışmalarında ve çalışmalarında kullanan öğrenciler, lisansüstü öğrenciler, genç bilim insanları size çok minnettar olacaklardır.

http://www.allbest.ru/ adresinde yayınlandı

Devlet dışı eğitim kurumu

yüksek mesleki eğitim

SOYUT

modern doğa bilimi kavramına göre

konuyla ilgili: “Galaksinin evrimi ve yapısı”

Moskova 2013

giriiş

1. Galaksilerin evrimi

2. Galaksilerin yapısı

3. Galaksimizin yapısı (Samanyolu)

Çözüm

Kaynakça

giriiş

Şu anda galaksilerin kökeni ve evrimi hakkında tatmin edici bir teori bulunmuyor. Bu olguyu açıklamak için birbiriyle yarışan birçok hipotez var, ancak her birinin kendi ciddi sorunları var. Enflasyon hipotezine göre, Evrende ilk yıldızların ortaya çıkmasından sonra, bunların kütleçekimsel olarak kümelere ve ardından galaksilere birleşme süreci başladı. Son zamanlarda bu teori sorgulanmaya başlandı. Modern teleskoplar, Büyük Patlama'dan yaklaşık 400 bin yıl sonra var olan nesneleri görebilecek kadar uzağa "bakabiliyor". O dönemde tam olarak oluşmuş galaksilerin zaten var olduğu keşfedildi. İlk yıldızların ortaya çıkışı ile Evrenin yukarıda bahsedilen gelişim dönemi arasında çok az zaman geçtiği ve Big Bang teorisine göre galaksilerin oluşmaya zamanları olmayacağı varsayılmaktadır.

Bir diğer yaygın hipotez ise kuantum titreşimlerinin sürekli olarak boşlukta meydana gelmesidir. Bunlar aynı zamanda Evrenin varlığının en başında, Evrenin enflasyonist genişleme süreci, süper ışık hızında genişleme süreci devam ederken meydana geldi. Bu, kuantum dalgalanmalarının (Latince fluctuatio - salınım kelimesinden gelir) genişlediği ve belki de başlangıç ​​boyutlarından çok çok daha büyük boyutlara ulaştığı anlamına gelir. Enflasyonun durduğu anda var olanlar "şişirilmiş" kaldılar ve bu nedenle Evrendeki ilk çekimli homojensizlikler oldukları ortaya çıktı. Maddenin bu düzensizlikler etrafında yerçekimsel sıkıştırmaya maruz kalması ve gaz bulutsuları oluşturması için yaklaşık 400 bin yıl gerektiği ortaya çıktı. Ve sonra yıldızların ortaya çıkma ve bulutsuların galaksilere dönüşme süreci başladı.

1. Galaksilerin evrimi

Galaksilerin oluşumu, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında meydana gelen, Evrenin evriminde doğal bir aşama olarak kabul edilir. Görünüşe göre, yaklaşık 14 milyar yıl önce, protoclusterların ayrılması birincil maddede (Yunanca'dan proto - ilk önce) başladı. Önkümelerde gökada grupları çeşitli dinamik süreçler sonucunda ayrıldı. Galaksi şekillerinin çeşitliliği, galaksilerin oluşumu için başlangıç ​​koşullarının çeşitliliği ile ilişkilidir. Galaksinin daralması yaklaşık 3 milyar yıl sürüyor. Bu süre zarfında gaz bulutu bir yıldız sistemine dönüşür. Yıldızlar gaz bulutlarının yerçekimsel sıkıştırmasıyla oluşur. Sıkıştırılmış bulutun merkezi, termonükleer reaksiyonların etkili bir şekilde gerçekleşmesi için yeterli yoğunluk ve sıcaklıklara ulaştığında bir yıldız doğar. Büyük yıldızların derinliklerinde helyumdan daha ağır kimyasal elementlerin termonükleer füzyonu meydana gelir. Bu elementler, yıldız patlamaları sırasında veya maddenin yıldızlardan sessiz çıkışı sırasında birincil hidrojen-helyum ortamına girer. Muazzam süpernova patlamaları sırasında demirden daha ağır elementler oluşur. Böylece birinci nesil yıldızlar, birincil gazı helyumdan daha ağır kimyasal elementlerle zenginleştirir. Bu yıldızlar en eski yıldızlardır ve hidrojen, helyum ve çok az miktarda ağır elementlerden oluşurlar. İkinci nesil yıldızlarda, ağır elementlerin karışımı daha belirgindir çünkü bunlar zaten ağır elementlerle zenginleştirilmiş bir birincil gazdan oluşmuştur. Yıldız doğum süreci galaksinin devam eden sıkışmasıyla gerçekleşir, dolayısıyla yıldızların oluşumu sistemin merkezine giderek daha yakın gerçekleşir ve merkeze yaklaştıkça yıldızlarda daha ağır elementlerin bulunması gerekir. Bu sonuç, Galaksimizin halesindeki ve eliptik galaksilerdeki yıldızlarda kimyasal elementlerin bolluğuna ilişkin verilerle tamamen uyumludur. Dönen bir galakside, gelecekteki halenin yıldızları, dönmenin galaksinin genel şeklini henüz etkilemediği daha erken bir daralma aşamasında oluşur.

Galaksimizdeki bu çağın kanıtı küresel yıldız kümeleridir. İlk galaksinin sıkışması durduğunda, ortaya çıkan disk yıldızlarının kinetik enerjisi, kolektif çekimsel etkileşimin enerjisine eşittir. Bu sırada sarmal bir yapının oluşması için koşullar yaratılır ve gazın oldukça yoğun olduğu sarmal dallarda yıldızların doğuşu meydana gelir. Bunlar üçüncü nesil yıldızlardır. Bunlara Güneşimiz de dahildir. Yıldızlararası gaz rezervleri giderek tükeniyor ve yıldızların doğuşu daha az yoğun hale geliyor. Birkaç milyar yıl içinde tüm gaz rezervleri tükendiğinde sarmal gökada, sönük kırmızı yıldızlardan oluşan merceksi bir gökadaya dönüşecek. Eliptik galaksiler zaten bu aşamadadır: İçlerindeki gazın tamamı 10-15 milyar yıl önce tükenmiştir. Galaksilerin yaşı yaklaşık olarak Evrenin yaşı kadardır. Astronominin sırlarından biri galaksilerin çekirdeklerinin ne olduğu sorusu olmaya devam ediyor. Çok önemli bir keşif, bazı galaktik çekirdeklerin aktif olmasıydı. Bu keşif beklenmedikti. Daha önce galaktik çekirdeğin yüz milyonlarca yıldızdan oluşan bir kümeden başka bir şey olmadığına inanılıyordu. Bazı galaktik çekirdeklerin hem optik hem de radyo emisyonunun birkaç ay içinde değişebileceği ortaya çıktı. Bu, kısa bir süre içinde çekirdeklerden, bir süpernova patlaması sırasında açığa çıkan enerjinin yüzlerce katı kadar büyük miktarda enerjinin salındığı anlamına gelir. Bu tür çekirdeklere “aktif”, içlerinde meydana gelen işlemlere ise “aktivite” adı verilir. 1963 yılında galaksimizin sınırlarının ötesinde yeni türde nesneler keşfedildi. Bu nesneler yıldız şeklinde bir görünüme sahiptir. Zamanla parlaklıklarının galaksilerin parlaklığından onlarca kat daha fazla olduğunu keşfettiler! En şaşırtıcı şey parlaklıklarının değişmesidir. Radyasyonlarının gücü aktif çekirdeklerin gücünden binlerce kat daha fazladır. Bu nesnelere kuasar adı verildi. Artık bazı galaksilerin çekirdeklerinin kuasar olduğuna inanılıyor.

Bilim insanları 1940'ların ortalarında galaksilerin evrimi sorununa ciddi bir yaklaşım sergilemeye başladı. Bu yıllara yıldız astronomisinde bir dizi önemli keşif damgasını vurdu. Açık ve küresel yıldız kümeleri arasında genç ve yaşlıların bulunduğunu ve bilim adamlarının yaşlarını bile tahmin edebildiklerini bulmak mümkün oldu. Farklı türdeki galaksilerde bir tür nüfus sayımı yapmak ve sonuçları karşılaştırmak gerekiyordu. Hangi galaksilerde (eliptik veya spiral), hangi galaksi sınıflarında genç veya yaşlı yıldızlar baskındır. Böyle bir çalışma, galaksilerin evrim yönüne dair net bir gösterge verecek ve Hubble'ın galaksi sınıflandırmasının evrimsel anlamını açıklığa kavuşturmayı mümkün kılacaktır. Ancak öncelikle gökbilimcilerin farklı gökada türleri arasındaki sayısal ilişkiyi çözmeleri gerekiyordu. Mount Wilson Gözlemevi'nde çekilen fotoğrafların doğrudan incelenmesi, Hubble'ın şu sonuçları elde etmesini sağladı: eliptik gökadalar - %23, sarmal gökadalar - %59, çubuklu sarmallar - %15, düzensiz - %3.

Astrofizikçi Edwin Powell Hubble, 1926'da ilginç bir galaksi sınıflandırması önerdi ve 1936'da bunu geliştirdi. Bu sınıflandırmaya "Hubble Diyapazon Çatalı" adı verildi. 1953'teki ölümüne kadar. Hubble sistemini geliştirdi ve ölümünden sonra bu, 1961'de Hubble sistemine önemli yenilikler getiren Amerikalı gökbilimci Allan Rex Samndige tarafından yapıldı. yıldız karanlık madde galaksi samanyolu

Ancak 1948'de gökbilimci Yuri Nikolaevich Efremov, Amerikalı gökbilimci Harlow Shapley ve NASA Araştırma Merkezi'nin galaksi kataloğundaki verileri işledi. Ames ve şu sonuçlara varmıştır: eliptik galaksiler, mutlak büyüklük bakımından sarmal galaksilerden ortalama 4 kadir daha sönüktür. Bunların arasında çok sayıda cüce galaksi var. Bu durumu hesaba katarsak ve birim hacim başına düşen gökada sayısını yeniden hesaplarsak, eliptik gökadaların sarmal gökadalara göre yaklaşık 100 kat daha fazla olduğu ortaya çıkar. Sarmal gökadaların çoğu dev gökadalardır, eliptik gökadaların çoğu ise cüce gökadalardır. Elbette her ikisinin arasında da belli bir boyut dağılımı var; eliptik dev galaksiler ve sarmal cüceler var ama her ikisinden de çok az var. 1947'de H. Shapley, düzensiz galaksilerden sarmal galaksilere, ardından eliptik galaksilere doğru ilerledikçe parlak süperdevlerin sayısının giderek azaldığına dikkat çekti. Genç olanların tam olarak düzensiz galaksiler ve çok dallı dallara sahip galaksiler olduğu ortaya çıktı. H. Shapley daha sonra galaksilerin bir sınıftan diğerine geçişinin mutlaka gerçekleşmediği fikrini dile getirdi. Galaksilerin tamamının bizim gördüğümüz gibi oluşmuş olması ve daha sonra yavaş yavaş şekillerini yumuşatıp yuvarlama yönünde evrim geçirmesi mümkündür. Galaksilerde muhtemelen tek yönlü bir değişim yoktur. H. Shapley bir başka önemli duruma dikkat çekti. Çift galaksiler, bir galaksinin çarpışıp diğeri tarafından ele geçirilmesinin sonucu değildir. Sarmal gökadalar genellikle bu tür çiftlerde eliptik gökadalarla bir arada bulunur. Bu tür galaktik çiftler büyük olasılıkla birlikte ortaya çıktı. Bu durumda önemli ölçüde farklı bir gelişme yolundan geçtiklerini varsaymak mümkün değildir. 1949'da Sovyet gökbilimci Boris Vasilyevich Kukarkin, yalnızca eşleştirilmiş gökadaların değil, aynı zamanda gökada kümelerinin de varlığına dikkat çekti. Bu arada gök mekaniği verilerine göre bir galaksi kümesinin yaşı 10-12 milyar yılı aşamaz. Böylece Metagalaksi'de neredeyse aynı anda farklı şekillerdeki galaksilerin oluştuğu ortaya çıktı. Bu, her galaksinin varlığı sırasında bir türden diğerine geçişinin tamamen gereksiz olduğu anlamına gelir.

2. Galaksilerin yapısı

Galamktik (antik Yunan GblboYabt - Samanyolu), yıldızlardan, yıldızlararası gazdan, tozdan ve karanlık maddeden oluşan yerçekimsel olarak bağlı bir sistemdir. Galaksilerdeki tüm nesneler ortak bir kütle merkezine göre hareket halindedir. Galaksiler son derece uzak nesnelerdir; en yakın olanlara olan mesafe genellikle megaparsek cinsinden ve uzak olanlara olan mesafe z kırmızıya kayma birimleriyle ölçülür. Tam olarak uzaklıkları nedeniyle gökyüzünde çıplak gözle bunlardan yalnızca üçü ayırt edilebiliyor: Andromeda Bulutsusu (kuzey yarımkürede görülebilir), Büyük ve Küçük Macellan Bulutları (güney yarımkürede görülebilir). 20. yüzyılın başlarına kadar galaksilerin görüntülerini tek tek yıldızlara kadar çözümlemek mümkün değildi. 1990'ların başlarında, bireysel yıldızların görülebildiği 30'dan fazla gökada yoktu ve bunların hepsi Yerel Grup'un parçasıydı. Hubble Uzay Teleskobu'nun piyasaya sürülmesinden ve 10 metrelik yer tabanlı teleskopların hizmete alınmasından sonra, yıldızları tek tek ayırt etmenin mümkün olduğu galaksilerin sayısı keskin bir şekilde arttı. Galaksilerin yapısındaki çözülemeyen sorunlardan biri de yalnızca çekimsel etkileşimle kendini gösteren karanlık maddedir. Galaksinin toplam kütlesinin %90'ını oluşturabilir veya cüce galaksilerde olduğu gibi tamamen yok olabilir.

Galaksi bir disk, bir hale ve bir koronadan oluşur.

1. Halo (Galaksinin küresel bileşeni). Yıldızları galaksinin merkezine doğru yoğunlaşmıştır ve galaksinin merkezinde yüksek olan madde yoğunluğu, galaksiden uzaklaştıkça oldukça hızlı bir şekilde düşer.

2. Tümsek, galaksinin merkezinden birkaç bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan halenin merkezi ve en yoğun kısmıdır.

3. Yıldız diski (Galaksinin düz bileşeni). Kenarlardan katlanmış iki plakaya benziyor. Diskteki yıldızların konsantrasyonu haledekinden çok daha fazladır. Diskin içindeki yıldızlar Galaksinin merkezi etrafında dairesel yörüngelerde hareket eder. Güneş, sarmal kolların arasındaki yıldız diskinde bulunur.

Galaksinin merkezi, en kompakt bölgesine çekirdek denir. Çekirdek, her kübik parsekte binlerce yıldız bulunan yüksek bir yıldız konsantrasyonuna sahiptir. Hemen hemen her galaksinin merkezinde, yoğunluğu atom çekirdeğinin yoğunluğuna eşit veya ondan daha büyük olan çok güçlü bir yerçekimine sahip çok büyük bir cisim (bir kara delik) vardır. Aslına bakılırsa her kara delik uzayda küçüktür, ancak kütle açısından sadece devasa, öfkeyle dönen bir çekirdektir. "Kara delik" adı açıkça talihsiz bir durumdur, çünkü bu bir delik değil, güçlü yerçekimine sahip çok yoğun bir cisimdir - öyle ki hafif fotonlar bile ondan kaçamaz. Ve bir kara delik çok fazla kütle ve kinetik dönme enerjisi biriktirdiğinde, içindeki kütle ve kinetik enerji dengesi bozulur ve daha sonra (en büyük olanı) ikinci dereceden küçük kara delikler haline gelen parçaları kendisinden dışarı atar, Daha küçük parçalar galaktik bulutlardan büyük hidrojen atmosferleri topladıklarında geleceğin yıldızları haline gelirler ve toplanan hidrojen termonükleer füzyonu başlatmak için yeterli olmadığında küçük parçalar gezegen haline gelir. Galaksilerin büyük kara deliklerden oluştuğunu, ayrıca kozmik madde ve enerji dolaşımının galaksilerde gerçekleştiğini düşünüyorum. Birincisi, kara delik Metagalaksi'ye dağılmış maddeyi emer: bu sırada, yerçekimi sayesinde bir "toz ve gaz emici" görevi görür. Metagalaxy'de saçılan hidrojen kara deliğin etrafında yoğunlaşıyor ve küresel bir gaz ve toz birikimi oluşuyor. Kara deliğin dönüşü gaz ve tozu sürükleyerek küresel bulutun düzleşmesine ve merkezi bir çekirdek ve kollar oluşturmasına neden olur. Kritik bir kütle biriktiren gaz ve toz bulutunun merkezindeki kara delik, merkezi kara deliğin etrafındaki dairesel bir yörüngeye fırlatılmaya yetecek kadar yüksek ivmeyle ondan kopan parçaları (fragmentoidler) fırlatmaya başlar. Yörüngede, gaz ve toz bulutlarıyla etkileşime giren bu fragmanoidler, yerçekimsel olarak gaz ve tozu yakalar. Büyük fragmentoidler yıldız haline gelir. Kara delikler, yerçekimiyle kozmik tozu ve gazı çeker; bu toz ve gaz, bu tür deliklerin üzerine düştüğünde çok ısınır ve X-ışını aralığında yayılır. Bir kara deliğin etrafındaki madde miktarı azaldığında parlaklığı keskin bir şekilde azalır. Bu nedenle bazı galaksilerin merkezlerinde parlak bir parıltı bulunurken bazılarının yoktur. Kara delikler kozmik "öldürücüler" gibidir: Yerçekimleri fotonları ve radyo dalgalarını bile çeker, bu yüzden kara deliğin kendisi yaymaz ve tamamen siyah bir cisim gibi görünür. Ancak, muhtemelen, kara deliklerin içindeki yerçekimi dengesi periyodik olarak bozulur ve süper yoğun madde yığınlarını güçlü yerçekimi ile fırlatmaya başlarlar, bunun etkisi altında bu kümeler küresel bir şekil alır ve çevredeki alandan toz ve gaz çekmeye başlarlar. . Yakalanan maddeden bu gövdeler üzerinde katı, sıvı ve gaz halinde kabuklar oluşur. Kara deliğin fırlattığı süper yoğun madde (fragmentoid) pıhtısı ne kadar büyükse, çevredeki alandan o kadar fazla toz ve gaz toplayacaktır (tabii ki bu madde çevredeki alanda mevcutsa). Yıldızlararası ortamın neredeyse tüm moleküler maddesi galaktik diskin halka şeklindeki bölgesinde (3-7 kpc) yoğunlaşmıştır. Galaksinin merkezi bölgelerinden gelen görünür radyasyon, kalın emici madde katmanları tarafından bizden tamamen gizlenmiştir.

Üç tür gökada vardır: sarmal, eliptik ve düzensiz. Spiral galaksilerin iyi tanımlanmış bir diski, kolları ve haleleri vardır. Merkezde yoğun bir yıldız kümesi ve yıldızlararası madde bulunur ve tam merkezde bir kara delik bulunur. Sarmal galaksilerdeki kollar merkezden uzanır ve çekirdeğin ve merkezindeki kara deliğin (daha doğrusu süper yoğun bir gövdenin) dönüşüne bağlı olarak sağa veya sola doğru bükülür. Galaktik diskin merkezinde çıkıntı adı verilen küresel bir yoğunlaşma bulunur. Dalların (kolların) sayısı farklı olabilir: 1, 2, 3,... ancak çoğu zaman yalnızca iki dalı olan galaksiler vardır. Galaksilerdeki hale, yıldızları ve spirallerde veya diskte bulunmayan çok nadir gaz halindeki maddeleri içerir. Samanyolu adı verilen sarmal bir galakside yaşıyoruz ve açık günlerde galaksimiz gece gökyüzünde geniş, beyazımsı bir şerit halinde açıkça görülebiliyor. Galaksimiz profilden görülebilmektedir. Galaksilerin merkezindeki küresel kümeler pratik olarak galaktik diskin konumundan bağımsızdır. Galaksilerin kolları, tüm yıldızların nispeten küçük bir kısmını içerir, ancak yüksek parlaklığa sahip sıcak yıldızların neredeyse tamamı buralarda yoğunlaşmıştır. Bu tür yıldızlar gökbilimciler tarafından genç kabul edilir, bu nedenle galaksilerin sarmal kolları yıldız oluşum yerleri olarak düşünülebilir. Eliptik gökadalar sıklıkla yoğun sarmal gökada kümelerinde meydana gelir. Elipsoid veya top şeklindedirler ve küresel olanlar genellikle elipsoidal olanlardan daha büyüktür. Elipsoidal galaksilerin dönüş hızı sarmal galaksilerinkinden daha azdır, bu nedenle diskleri oluşmaz. Bu tür galaksiler genellikle küresel yıldız kümeleriyle doludur. Gökbilimciler, eliptik galaksilerin eski yıldızlardan oluştuğuna ve neredeyse tamamen gazdan yoksun olduğuna inanıyor. Düzensiz gökadalar genellikle düşük kütle ve hacme sahiptir ve az sayıda yıldız içerir. Kural olarak, bunlar sarmal galaksilerin uydularıdır. Genellikle çok az küresel yıldız kümesine sahiptirler. Bu tür galaksilere örnek olarak Samanyolu'nun uyduları olan Büyük ve Küçük Macellan bulutları verilebilir. Ancak düzensiz galaksiler arasında küçük eliptik galaksiler de var.

3. Galaksimizin yapısı (Samanyolu)

Samanyolu - enlemden itibaren. lactea "süt yolu" aracılığıyla

Sovyet astronomi okulunda Samanyolu'na basitçe "Galaksimiz" veya "Samanyolu sistemi" deniyordu; "Samanyolu" ifadesi, bir gözlemciye göre Samanyolu'nu optik olarak oluşturan görünür yıldızları ifade etmek için kullanıldı.

Galaksinin çapı yaklaşık 30 bin parsektir (yaklaşık 100.000 ışıkyılı, 1 kentilyon kilometre), tahmini ortalama kalınlığı ise yaklaşık 1000 ışıkyılıdır. Galaksi, en düşük tahmine göre yaklaşık 200 milyar yıldız içeriyor (modern tahminler 200 ila 400 milyar arasında değişiyor). Yıldızların büyük kısmı düz bir disk şeklindedir. Ocak 2009 itibarıyla Galaksinin kütlesinin 3.10.12 güneş kütlesi veya 6.10.42 kg olduğu tahmin edilmektedir. Galaksinin kütlesinin büyük kısmı yıldızlarda ve yıldızlararası gazda değil, ışık saçmayan karanlık madde halesinde bulunuyor. 1980'lere kadar gökbilimciler Samanyolu'nun normal bir sarmal gökada yerine çubuklu sarmal bir gökada olduğunu öne sürmemişlerdi. Bu varsayım 2005 yılında Lyman Spitzer Uzay Teleskobu tarafından doğrulandı ve galaksimizin merkez çubuğunun önceden düşünülenden daha büyük olduğunu gösterdi. Yaşları birkaç milyar yılı geçmeyen genç yıldızlar ve yıldız kümeleri disk düzleminin yakınında yoğunlaşmıştır. Düz bileşen olarak adlandırılan bileşeni oluştururlar. Bunların arasında çok sayıda parlak ve sıcak yıldız var. Galaksinin diskindeki gaz da esas olarak düzleminin yakınında yoğunlaşmıştır. Düzensiz bir şekilde dağılmış olup, çok sayıda gaz bulutu oluşturur; heterojen yapıdaki dev bulutlardan, birkaç bin ışıkyılını aşan boyutlara ve bir parsekten daha büyük olmayan küçük bulutlara kadar. Galaksinin orta kısmında, yaklaşık 8 bin parsek çapında, çıkıntı adı verilen bir kalınlaşma bulunmaktadır. Galaktik çekirdeğin merkezi Yay takımyıldızında bulunur. Güneş'ten Galaksinin merkezine olan mesafe 8,5 kiloparsektir (2,62·10 17 km veya 27.700 ışıkyılı). Görünüşe göre Galaksinin merkezinde, etrafında muhtemelen ortalama kütleye sahip bir kara deliğin ve yaklaşık 100 yıllık bir yörünge periyoduna sahip ve birkaç bin nispeten küçük olanın döndüğü süper kütleli bir kara delik var. Komşu yıldızlar üzerindeki birleşik kütleçekim etkisi, ikincisinin olağandışı yörüngeler boyunca hareket etmesine neden olur. Çoğu galaksinin çekirdeğinde süper kütleli kara deliklerin bulunduğuna dair bir varsayım var. Galaksinin merkezi bölgeleri, güçlü bir yıldız yoğunluğuyla karakterize edilir: merkeze yakın her kübik parsek, binlerce yıldız içerir. Yıldızlar arasındaki mesafeler Güneş'in yakınına göre onlarca, yüzlerce kat daha küçüktür. Diğer galaksilerin çoğunda olduğu gibi, Samanyolu'ndaki kütle dağılımı öyledir ki, bu Galaksideki yıldızların çoğunun yörünge hızı, merkeze olan mesafelerine önemli ölçüde bağlı değildir. Merkez köprüden dış daireye doğru yıldızların normal dönüş hızı 210-240 km/s'dir. Dolayısıyla farklı yörüngelerin farklı dönüş hızlarına sahip olduğu güneş sisteminde görülmeyen böyle bir hız dağılımı, karanlık maddenin varlığının ön koşullarından biridir. Galaktik çubuğun uzunluğunun yaklaşık 27.000 ışıkyılı olduğuna inanılıyor. Bu çubuk, Güneşimiz ile galaksinin merkezi arasındaki çizgiye 44±10 derece açıyla galaksinin merkezinden geçer. Çoğunlukla çok yaşlı olduğu düşünülen kırmızı yıldızlardan oluşur. Jumper'ın etrafı "Beş Kiloparsek Halkası" adı verilen bir halkayla çevrilidir. Bu halka Galaksideki moleküler hidrojenin çoğunu içerir ve Galaksimizdeki aktif yıldız oluşum bölgesidir. Andromeda Galaksisi'nden gözlemlenseydi, Samanyolu'nun galaktik çubuğu onun parlak bir parçası olurdu.

Galaksimiz sarmal gökadalar sınıfına aittir, bu da Galaksinin disk düzleminde sarmal kollara sahip olduğu anlamına gelir. Disk küresel bir hale içine daldırılmıştır ve çevresinde küresel bir korona bulunur. Güneş sistemi galaktik merkezden 8,5 bin parsek uzaklıkta, Galaksi düzleminin yakınında (Galaksinin Kuzey Kutbu'na uzaklığı sadece 10 parsek), Orion kolu adı verilen kolun iç kenarında yer almaktadır. . Bu düzenleme, manşonların şeklinin görsel olarak gözlemlenmesine olanak sağlamamaktadır. Moleküler gaz (CO) gözlemlerinden elde edilen yeni veriler, Galaksimizin iç kısmındaki bir çubuktan başlayan iki kolu olduğunu göstermektedir. Ayrıca iç kısımda birkaç kol daha bulunmaktadır. Bu kollar daha sonra Galaksinin dış kısımlarındaki nötr hidrojen hattında gözlemlenen dört kollu bir yapıya dönüşür. Gök cisimlerinin çoğu çeşitli dönen sistemler halinde birleştirilmiştir. Böylece Ay, Dünya'nın etrafında döner, dev gezegenlerin uyduları kendi sistemlerini oluşturur, cisim bakımından zengindir. Daha yüksek bir seviyede Dünya ve diğer gezegenler Güneş'in etrafında döner. Doğal olarak şu soru ortaya çıktı: Güneş de daha büyük bir sistemin parçası mı? Bu konuyla ilgili ilk sistematik çalışma 18. yüzyılda İngiliz gökbilimci William Herschel tarafından gerçekleştirilmiştir. Gökyüzünün farklı bölgelerindeki yıldızların sayısını saydı ve gökyüzünde, gökyüzünü iki eşit parçaya bölen ve yıldız sayısının en fazla olduğu büyük bir dairenin (daha sonra galaktik ekvator olarak adlandırıldı) olduğunu keşfetti. . Ayrıca gökyüzünün bir kısmı bu daireye ne kadar yakınsa yıldız sayısı da o kadar fazladır. Sonunda Samanyolu'nun bu daire üzerinde bulunduğu keşfedildi. Bu sayede Herschel, gözlemlediğimiz tüm yıldızların galaktik ekvatora doğru yassılaşmış dev bir yıldız sistemi oluşturduğunu tahmin etti. İlk başta Evrendeki tüm nesnelerin Galaksimizin parçaları olduğu varsayılıyordu, ancak Kant bazı nebulaların Samanyolu'na benzer galaksiler olabileceğini de öne sürdü. 1920 gibi erken bir tarihte, galaksi dışı nesnelerin varlığı sorusu tartışmalara neden olmuştu (örneğin, Harlow Shapley ile Heber Curtis arasındaki ünlü Büyük Tartışma; ilki Galaksimizin benzersizliğini savunuyordu). Kant'ın hipotezi nihayet ancak 1920'lerde Edwin Hubble'ın bazı sarmal bulutsulara olan mesafeyi ölçebildiği ve mesafeleri nedeniyle Galaksinin bir parçası olamayacaklarını gösterebildiği zaman kanıtlandı.

Çözüm

Evrende, maddenin süper kütleli kara delikler tarafından saçılması, nova ve süpernova patlamaları ve ardından dağınık maddenin yerçekimini kullanarak gezegenler, yıldızlar ve kara delikler tarafından toplanması olan bir madde döngüsü vardır. Büyük Patlama olmadı ve bunun sonucunda Evrenimiz (Metagalaksi) tekillikten doğdu. Patlamalar (ve çok güçlü olanlar) Metagalaxy'de periyodik olarak orada burada oluyor ve oluyor. Evren titreşmiyor, sadece kaynıyor, sonsuzdur ve onun hakkında çok az şey biliyoruz ve daha da azını anlıyoruz. Evreni ve içinde meydana gelen süreçleri açıklayan nihai bir teori yoktur ve hiçbir zaman da olmayacaktır. Teoriler ve hipotezler teknolojimizin, bilimimizin gelişmişlik düzeyine ve insanlığın şu anda biriktirdiği deneyime karşılık gelmektedir. Bu nedenle, birikmiş deneyimlere mümkün olduğunca dikkatli yaklaşmalı ve gerçekleri her zaman teorinin üstünde tutmalıyız. Bazı bilimler bunun tersini yaptığı anda, anında açık bilgi sistemi olmaktan çıkıp yeni bir dine dönüşür. Bilimde esas olan şüphedir, dinde ise inanç.

Kaynakça:

1. Vikipedi. Erişim adresi: http://ru.wikipedia.org/wiki/

2. Agekyan T.A. Yıldızlar, Galaksiler, Metagalaksi. - M.: Nauka, 1981.

3. Vaucouleurs J. Galaksilerin sınıflandırılması ve morfolojisi // Yıldız sistemlerinin yapısı. Başına. onunla. - M., 1962.

4. Zeldovich Ya.B. Novikov kimliği. Evrenin yapısı ve evrimi, - M.: Nauka, 1975.

5. Levchenko I.V. Çok yönlü Evren // Keşifler ve hipotezler, LLC "İstihbarat Medyası". - 9 Eylül (67), 2007.

6. Novikov I. D., Frolov V. P. Evrendeki Kara Delikler // Fiziksel Bilimlerdeki Gelişmeler. - 2001. - T. 131. Sayı 3.

Allbest.ru'da yayınlandı

Benzer belgeler

Yıldızların ve Güneş sisteminin kökeni ve galaksilerin evrimi hakkında hipotezler. Yerçekimi kararsızlığı nedeniyle gazdan yıldız oluşumu teorisi. Dünya atmosferinin termodinamiği kavramı ve konvektif denge aşaması. Bir yıldızın beyaz cüceye dönüşmesi.

özet, 31.08.2010 eklendi


Entropi kavramının tanımı ve artış ilkeleri. İki tür termodinamik süreç arasındaki farklar - geri dönüşümlü ve geri döndürülemez. Organik dünyanın birliği ve çeşitliliği. Yıldızların ve Dünya'nın yapısı ve evrimi. Galaksilerin kökeni ve evrimi.

test, 17.11.2011 eklendi


Kozmolojik teorinin temel ilkelerinin oluşumu - Evrenin yapısı ve evrimi bilimi. Evrenin kökeni teorilerinin özellikleri. Büyük Patlama Teorisi ve Evrenin Evrimi. Evrenin yapısı ve modelleri. Yaratılışçılık kavramının özü.

sunum, 11/12/2012 eklendi


Doğa bilimlerinde devrim, atomun yapısı doktrininin ortaya çıkışı ve daha da gelişmesi. Mega dünyanın bileşimi, yapısı ve zamanı. Hadronların kuark modeli. Metagalaksinin, galaksilerin ve bireysel yıldızların evrimi. Evrenin kökeninin modern resmi.

kurs çalışması, eklendi 07/16/2011


Kuantum mekaniğinde belirsizlik, tamamlayıcılık, özdeşlik ilkeleri. Evrenin evriminin modelleri. Temel parçacıkların özellikleri ve sınıflandırılması. Yıldızların evrimi. Güneş sisteminin kökeni, yapısı. Işığın doğası hakkında fikirlerin geliştirilmesi.

hile sayfası, 15.01.2009 eklendi


Evrenin yapısı ve evrimi. Evrenin kökeni ve yapısına ilişkin hipotezler. Büyük Patlama öncesinde uzayın durumu. Spektral analize göre yıldızların kimyasal bileşimi. Kırmızı devin yapısı. Kara delikler, gizli kütle, kuasarlar ve pulsarlar.

özet, 20.11.2011 eklendi


Evrim kavramı, maddenin en basit biçimlerinden karmaşık sosyal oluşumların ortaya çıkışına kadar bir kendini geliştirme ve karmaşıklaştırma sürecidir. Temel evrim teorilerinin özellikleri. Felaket noktasına yaklaşıldığının işaretleri. Epigenez teorisinin gerekçesi.

sunum, 12/01/2014 eklendi


Amfibiler (amfibiler) sınıfının ortaya çıkışı omurgalıların evriminde önemli bir adımdır. Amfibi sınıfı kurbağaların yapısı ve özellikleri. Sürüngenler, onları gruplara ayırıyor. Kertenkele ve timsahların yapısı. Yılanların ve kaplumbağaların özel yapısı.

test, 24.04.2009 eklendi


Hayvanlar dünyasının evrimsel modelinin incelenmesi. Yaygın, düğüm ve kök tipi sinir sisteminin özelliklerinin incelenmesi. Eklembacaklıların beyninin yapısı. Kıkırdaklı balıklarda genel motor koordinasyonunun gelişimi. Omurgalı beyin evriminin aşamaları.

sunum, 18.06.2016 eklendi


Klasik olmayan termodinamiğin getirdiği açık sistem kavramı. Galaksilerin kökenine ilişkin teoriler, hipotezler ve modeller. Evrenin genişlemesini açıklamaya yönelik varsayımlar. "Büyük Patlama": nedenleri ve kronolojisi. Evrimin aşamaları ve sonuçları.

Galaksilerin oluşumu ve yapısı, Evrenin kökenine ilişkin bir sonraki önemli sorudur. Sadece evrenin bilimi olarak kozmoloji tarafından değil, aynı zamanda kozmogoni (Yunan. “Goneya” doğum anlamına gelir) kozmik cisimlerin ve onların sistemlerinin (gezegensel, yıldızsal, galaktik kozmogoni ayırt edilir) kökenini ve gelişimini inceleyen bir bilim alanıdır. Kozmoloji, sonuçlarını fizik, kimya ve jeoloji yasalarına dayandırır.

Gökada kendi merkezlerine (çekirdek) ve farklı şekillere (küresel, spiral, eliptik, basık ve hatta düzensiz) sahip dev yıldız kümeleri ve sistemleridir (yaklaşık 10 13 yıldıza kadar). Galaksilerin çekirdekleri, Evrenin temel maddesi olan hidrojeni üretir. Galaksilerin boyutları birkaç on ışıkyılı ile 18 milyon ışıkyılı arasında değişmektedir. Evrenin bizim görebildiğimiz kısmında - Metagalaksi - milyarlarca galaksi var ve bunların her birinde milyarlarca yıldız var. Tüm galaksiler birbirinden uzaklaşıyor ve galaksiler uzaklaştıkça bu “genişlemenin” hızı da artıyor. Galaksiler statik yapılardan uzaktır: şekil değiştirir ve şekil değiştirir, çarpışır ve birbirlerini emerler. Galaksimiz şu anda Yay Cüce Galaksisini yutmaktadır. Yaklaşık 5 milyar yıl sonra “dünyaların çarpışması” gerçekleşecek. Komşu galaksiler Samanyolu ve Andromeda Bulutsusu yavaş ama kaçınılmaz olarak saatte 500 bin km hızla birbirlerine doğru ilerliyorlar.

Galaksimize Samanyolu denir ve 150 milyar yıldızdan oluşur. Bu yıldız kümesini açık gecelerde Samanyolu'nun bir şeridi olarak görüyoruz. Bir çekirdek ve birkaç spiral daldan oluşur. Boyutları 100 bin ışık yılıdır. Galaksinin yaşı yaklaşık 15 milyar yıldır. Bir ışık ışınının 2 milyon yılda ulaştığı Samanyolu'na en yakın galaksi Andromeda Bulutsusu'dur. Galaksimizdeki yıldızların çoğu, yaklaşık 1500 ışıkyılı kalınlığında, bikonveks mercek biçiminde dev bir "disk" içinde yoğunlaşmıştır. Galaksideki yıldızlar ve bulutsular çok karmaşık yörüngelerde hareket ederler. Öncelikle Galaksinin kendi ekseni etrafında yaklaşık 250 km/s hızla dönmesine katkıda bulunurlar. Güneş galaksinin merkezinden yaklaşık 30 bin ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Güneş, varoluşu sırasında kendi dönme ekseni etrafında yaklaşık 25 devir yaptı.

Yıldızların oluşumu ve içlerindeki elementlerin sentezinin aksine galaksi oluşum süreci henüz tam olarak anlaşılamamıştır. 1963 yılında gözlemlenebilir Evrenin sınırında şunu keşfettiler: kuasarlar(yarı yıldız radyo kaynakları), galaksilerin parlaklığından yüzlerce kat daha büyük bir parlaklığa ve onlardan onlarca kat daha küçük boyutlara sahip, Evrendeki en güçlü radyo emisyon kaynaklarıdır. Kuasarların yeni galaksilerin çekirdeklerini temsil ettiği ve dolayısıyla galaksi oluşum sürecinin günümüze kadar devam ettiği varsayılmıştır.

Galaksiler– Yerçekimsel olarak bağlı dev yıldız ve yıldız kümeleri sistemleri, yıldızlararası gaz ve toz ve karanlık madde. Uzayda galaksiler eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır: Bir alanda yakın galaksilerin tamamını tespit edebilirsiniz veya tek bir galaksiyi, en küçüğünü bile tespit edemeyebilirsiniz. Gözlemlenebilir evrendeki galaksilerin kesin sayısı bilinmiyor, ancak yüz milyar civarında olması muhtemel.

İlk koşul Evrendeki galaksilerin ortaya çıkışı, homojen bir Evrendeki rastgele kümelerin ve madde konsantrasyonlarının ortaya çıkmasıydı. Böyle bir fikir ilk kez I. Newton tarafından dile getirildi ve maddenin sonsuz uzaya eşit şekilde dağılmış olması durumunda hiçbir zaman tek bir kütle halinde toplanamayacağını savundu.

İkinci koşul galaksilerin ortaya çıkışı - küçük bozuklukların varlığı, maddenin homojenliği ve izotropisinden sapmaya yol açan madde dalgalanmaları. Maddenin daha büyük sıkışmalarının ortaya çıkmasına yol açan "tohumlar" haline gelen tam da dalgalanmalardı. Bu süreçler, Dünya atmosferindeki bulut oluşumu süreçlerine benzetilerek temsil edilebilir.

GALAKSLARIN GENEL ÖZELLİKLERİ(Boyut, Parlaklık, Kütle, Kompozisyon)

Boyut. Boyut kavramı kesin olarak tanımlanmamıştır çünkü... galaksilerin keskin sınırları yoktur; parlaklıkları merkezden dışarıya doğru uzaklaştıkça giderek azalır. Galaksilerin görünen boyutu, teleskopun düşük parlaklıktaki dış bölgelerini, hiçbir zaman tamamen siyah olmayan gece gökyüzünün parıltısına karşı vurgulama yeteneğine bağlıdır. Galaksilerin çevresel kısımları onun zayıf ışığında “boğuluyor”. Galaksilerin boyutunu objektif olarak tahmin etmek için, belirli bir düzeyde yüzey parlaklığı veya dedikleri gibi belirli bir izofot (bu, yüzey parlaklığının sabit bir değere sahip olduğu çizginin adıdır) geleneksel olarak sınır olarak alınır.

Galaksilerin parlaklığı(yani toplam radyasyon gücü), boyutlarından bile daha büyük sınırlar içinde değişir - en küçük galaksiler için birkaç milyon güneş parlaklığından (Lc), dev galaksiler için birkaç yüz milyar Lc'ye kadar. Bu değer kabaca galaksideki toplam yıldız sayısına veya toplam kütlesine karşılık gelir.

Galaksi kütleleri parlaklıklarının yanı sıra, bazı eliptik galaksilerde bir milyon güneş kütlesinden bin milyar güneş kütlesine kadar çeşitli büyüklüklerde farklılık gösterebilir.

Kompozisyon ve yapı. Galaksinin bileşenleri yıldızlar, seyreltilmiş gaz, toz (bu yıldızlararası ortamdır) ve kozmik ışınlardır. Galaksiler her şeyden önce yıldız sistemleridir. Uzaysal olarak yıldızlar, sanki iç içe geçmiş gibi galaksinin iki ana yapısal bileşenini oluşturur: Hızla dönen yıldız diski, Ve yavaşça dönen küresel (veya küresel) bileşen. Küresel bileşenin içteki en parlak kısmına denir çıkıntı(İngiliz şişkinliğinden - şişmesinden) ve düşük parlaklığın dış kısmından - yıldız halesi. Çoğu galaksinin merkezinde parlak bir bölge bulunur. çekirdek. Devasa galaksilerin orta kesiminde, küçük ve hızla dönen bir perinükleer disk aynı zamanda yıldızlardan ve gazdan oluşur. Yerçekimiyle birbirine yakından bağlı çok sayıda yıldız, galaktik merkezin etrafında bir uydu gibi dönüyor - bu - küresel yıldız kümesi. Küresel yıldız kümeleri hariç açık yıldız kümelerini ayırt etme. Galaktik diskte bulunan açık yıldız kümelerinin aksine, küresel kümeler halede bulunur; çok daha yaşlıdırlar, çok daha fazla yıldız içerirler, simetrik bir küresel şekle sahiptirler ve kümenin merkezine doğru yıldız konsantrasyonunun artmasıyla karakterize edilirler. Küresel kümelere ilişkin gözlemler, bunların öncelikli olarak verimli yıldız oluşumunun olduğu bölgelerde, yani yıldızlararası ortamın normal yıldız oluşturan bölgelerden daha yoğun olduğu bölgelerde meydana geldiğini göstermektedir.

Açık kümelerdeki yıldızlar göreceli olarak zayıf çekim kuvvetleriyle birbirine bağlıdır, dolayısıyla galaktik merkezin yörüngesinde dönerken kümeler diğer kümelerin veya gaz bulutlarının yakınından geçerek yok edilebilir; bu durumda onları oluşturan yıldızlar normalin bir parçası haline gelir. galaksinin nüfusu. Açık yıldız kümeleri yalnızca aktif yıldız oluşum süreçlerinin meydana geldiği sarmal ve düzensiz gökadalarda bulunur.

Farklı kütlelere, kimyasal bileşimlere ve yaşlara sahip yıldızların yanı sıra, her galakside seyrekleştirilmiş ve hafif mıknatıslanmış yıldızlar bulunur. yıldızlararası ortam (gaz ve toz), yüksek enerjili parçacıklar (kozmik ışınlar) tarafından nüfuz edilir. Yıldızlararası ortama atfedilebilen bağıl kütle aynı zamanda galaksilerin gözlemlenebilir en önemli özelliklerinden biridir. Yıldızlararası maddenin toplam kütlesi bir galaksiden diğerine büyük ölçüde değişir ve genellikle yıldızların toplam kütlesinin yüzde onda biri ile %50'si arasında değişir (nadir durumlarda, gazın kütlesi yıldızların üzerinde bile baskın olabilir). İçerik gaz bir galakside - bu, galaksilerde meydana gelen süreçlerin aktivitesinin ve her şeyden önce yıldız oluşum sürecinin büyük ölçüde bağlı olduğu çok önemli bir özelliktir. Yıldızlararası gaz esas olarak hidrojen ve helyumdan ve az miktarda ağır elementlerin karışımından oluşur. Bu ağır elementler yıldızlarda oluşur ve yıldızların kaybettiği gazla birlikte yıldızlararası uzaya ulaşır.

Yıldızlararası uzayın gaz ortamı aynı zamanda ince bir şekilde dağılmış katı bileşen de içerir. yıldızlararası toz. Kendini iki şekilde gösterir. Birincisi, toz görünür ve ultraviyole ışığı emerek galaksinin genel olarak kararmasına ve kızarmasına neden olur. Galaksinin en opak (toz nedeniyle) alanları, açık ve parlak bir arka plan üzerinde karanlık alanlar olarak görülebilmektedir. Özellikle yıldız diskinin düzlemine yakın çok sayıda opak bölge vardır - soğuk yıldızlararası ortamın yoğunlaştığı yer burasıdır. İkincisi, tozun kendisi yayar ve biriken ışık enerjisini uzak kızılötesi ışınım şeklinde serbest bırakır. Tozun toplam kütlesi nispeten küçüktür: yıldızlararası gazın toplam kütlesinden birkaç yüz kat daha azdır.

Galaksiler çok çeşitlidir: bunların arasında küresel eliptik galaksiler, disk sarmal galaksiler, çubuklu galaksiler, merceksi, cüce, düzensiz galaksiler vb. ayırt edilebilir. Galaksilerin gözlemlenen şekillerinin çeşitliliği, gökbilimcilerin benzer nesneleri birleştirme ve galaksileri ikiye bölme isteğine neden olmuştur. görünümlerine (morfolojisine) göre bir dizi sınıflar. Galaksilerin en yaygın kullanılan morfolojik sınıflandırması, E. Hubble'ın 1925'te önerdiği ve 1936'da geliştirdiği şemaya dayanmaktadır. Galaksiler birkaç ana sınıfa ayrılır: eliptik (E), spiral (S), merceksi (S0) ve düzensiz (Irr).

Eliptik E-galaksilerÇok uzun olmayan eliptik veya oval noktalara benziyorlar, içlerindeki parlaklık merkezden uzaklaştıkça giderek azalıyor. Genellikle bir iç yapı yoktur (bazı durumlarda hassas fotometrik ölçümler varlığından şüphelenilmesine izin vermesine rağmen içlerinde gözle görülür bir disk yoktur. İçlerinde toz veya gaz izleri de nadiren bulunur)

Sarmal gökadalar (S) en yaygın türdür (yaklaşık yarısı). Tipik temsilciler Galaksimiz ve Andromeda Bulutsusu'dur. Eliptik galaksilerden farklı olarak karakteristik sarmal dallar şeklinde bir yapı sergilerler. Şekil çeşitliliğine rağmen sarmal gökadalar benzer bir yapıya sahiptir. İçlerinde üç ana bileşen gözlenir: bir yıldız diski, küresel bir bileşen, çıkıntı adı verilen parlak bir iç bölge ve kalınlığı diskten birkaç kat daha küçük olan düz bir bileşen. Düz bileşen yıldızlararası gazı, tozu, genç yıldızları ve sarmal kolları içerir. Galaksimiz de benzer bir yapıya sahiptir.

E ve S tipleri arasında bir tip vardır merceksi gökadalar (S0). S galaksileri gibi, onların da bir yıldız diski ve çıkıntısı vardır, ancak sarmal kolları yoktur. Bunların uzak geçmişte sarmal olan, ancak artık yıldızlararası gazı ve bununla birlikte parlak sarmal dallar oluşturma yeteneğini neredeyse tamamen "kaybetmiş" veya tüketmiş galaksiler olduğuna inanılıyor. Gaz ve genç yıldızlardan arındırılmış herhangi bir sarmal galaksi, merceksi olarak sınıflandırılacaktır.

Düzensiz Irr galaksileri düzenli bir yapıya sahip değiller, çeşitli boyutlarda parlak bölgeler içermelerine rağmen (kural olarak bunlar yoğun yıldız oluşumunun bölgeleridir) sarmal dalları yoktur. Bu galaksilerdeki çıkıntı çok küçüktür veya tamamen yoktur. Bu galaksiler yıldızlararası gaz ve genç yıldız bakımından yüksek olma eğilimindedir.

Bazı galaksilerin alışılmadık derecede parlak bir çekirdeği vardır. Aktif çekirdeğe sahip galaksiler genellikle birkaç türe ayrılır. Seyfert galaksileri, radyo galaksileri, kuasarlar C var Eifert galaksileri isimlendirildi Onları ilk kez 1943'te fark eden Amerikalı gökbilimci Carl Seyfert'in anısına. Bazı durumlarda Seyfert gökadalarının çekirdekleri Güneş'ten 100 milyar kat daha parlaktır. S.g. - bunlar kural olarak sarmal gökadalardır. Çekirdeklerin aktivitesini açıklayan en olası hipotez, galaksinin merkezinde (onlarca veya yüz milyonlarca güneş kütlesi kütlesine sahip) bir kara deliğin varlığını varsayar.

Hepsinden en sıra dışı olanı, adı verilen nesnelerdir. kuasarlar. İngilizce quasar terimi, kelimenin tam anlamıyla "yıldız benzeri radyo kaynağı" anlamına gelir - güçlü ve uzak, aktif bir galaktik çekirdek. Çapı 1 ışıktan az olan bir alandan yayılırlar. Sıradışı doğalarına rağmen kuasarlar görsel olarak etkileyici olmadıkları için ancak 1963'ten sonra fark edildiler.

Günümüzde en yaygın görüş, kuasarın çevredeki maddeyi emen süper kütleli bir kara delik olduğudur. Yüklü parçacıklar bir kara deliğe yaklaştıkça hızlanır ve çarpışır, bu da yoğun ışık emisyonuna neden olur. Başka bir bakış açısına göre kuasarlar ilk genç galaksilerdir ve biz sadece onların doğum sürecini gözlemliyoruz. Bununla birlikte, bir kuasarın, oluşan bir galaksinin maddesini emen bir kara delik olduğu hipotezinin "birleşik" bir versiyonunu söylemek daha doğru olsa da, bir ara madde de vardır.

Radyo galaksisi, diğer galaksilere kıyasla çok daha fazla radyo emisyonuna sahip bir galaksi türüdür. Radyo galaksilerin radyasyon kaynakları genellikle birkaç bileşenden (çekirdek, halo, radyo emisyonları) oluşur. Radyo galaksileri genellikle elips şeklindedir ve boyutları devasadır.

Gözlemlenen gökadaların yüzde birkaçı açıklanan sınıflandırma şemasına uymuyor; Özel eşya. Tipik olarak bunlar, komşu galaksilerle güçlü etkileşimler nedeniyle şekli bozulan galaksilerdir (bu tür galaksilere etkileşimli. Bu terimin net bir tanımı yoktur ve galaksilerin bu türe atanması tartışmalı olabilir. Bazen bir galaksinin kendine özgü bir tür olarak sınıflandırılması tartışmalıydı. Örneğin B.A. Vorontsov-Velyaminov, etkileşim halindeki galaksilerin tuhaf olmadığına, çünkü şekillerindeki gözle görülür değişikliklerin yakın komşuların rahatsızlıklarından kaynaklandığına inanıyordu. Bununla birlikte, etkileşim halindeki sistemler arasında o kadar tuhaf şekillere sahip nesneler vardır ki, onlara tuhaf dememek zordur.

Tuhaf bir galaksinin klasik bir örneği, radyo galaksisi Centaurus A'dır (NGC 5128).

Ayrı bir grupta tahsis edilir cüce galaksiler- küçük boyutlu, parlaklığı bizimki veya Andromeda Bulutsusu gibi galaksilerinkinden binlerce kat daha az. Bunlar galaksilerin en kalabalık sınıfıdır, ancak düşük parlaklıkları onları uzak mesafelerden tespit etmeyi zorlaştırır. Bunların arasında eliptik dE, spiral dS (çok nadir) ve düzensiz (dIrr) de vardır. D harfi (İngiliz cücesinden - cüceden) cüce sistemlerine üyeliği belirtir.

Galaksilerin evrimi

Gözlemlenen galaksi çeşitliliği, onların ortaya çıktığı farklı koşulların bir sonucudur. Galaksilerin spektrumları ve yıldız bileşimlerinin analizi, bunların büyük çoğunluğunun çok yaşlı olduğunu ve 10-15 milyar yıl önce oluştuğunu gösterdi. Modern kavramlara göre, galaksilerin oluşumu, Evrendeki ortalama madde yoğunluğunun günümüzden yüzlerce kat daha fazla olduğu, Evrenin genişlemesinin erken döneminde başladı. Galaksiler, kendi yerçekiminin etkisi altında çöken hidrojen-helyum gaz bulutlarından ortaya çıktı. Sıkıştırmanın belirli bir aşamasında protogalaksilerde yoğun yıldız oluşumu başladı. Hızla gelişen ve süpernova olarak patlayan devasa yıldızlar, patlama sonucu çeşitli kimyasal elementlerle zenginleştirilmiş gazı çevredeki uzaya püskürttüler.

Galaksilerde disk oluşumu aşağıdakilerle ilişkilidir: dağılma(Enerji dağılımı, düzenli süreçlerin enerjisinin bir kısmının (hareket eden bir cismin kinetik enerjisi, elektrik akımı enerjisi, vb.) düzensiz süreçlerin enerjisine, sonuçta ısıya dönüşümüdür.) Daralan bir protogalaksideki gaz enerjisi. Belirli bir torka sahip olan gaz, mekanik enerjisini kaybederek bir disk halinde sıkıştırıldı ve bu, gazdan yıldızların oluşması sonucunda yavaş yavaş bir yıldız diski haline geldi.

Galaksilerin evriminde önemli bir rol, gelgit kuvvetleri tarafından yok edilen ve oluşan galaksilerin kütlesini yenileyen daha küçük sistemlerin büyük galaksiler tarafından emilmesiyle oynandı.

KÜMELER VE SÜPER KÜMELER

Galaksi fotoğrafları, gerçekten yalnız galaksilerin çok az olduğunu gösteriyor. Galaksilerin yaklaşık %95'i oluşur galaksi grupları.. Genellikle gelgit kuvvetleri nedeniyle uydu galaksileri zamanla yok eden ve kütlesini artırarak onları tüketen devasa bir eliptik veya spiral galaksinin hakimiyetindedirler.

Galaksi kümesi hem bireysel galaksileri hem de galaksi gruplarını içerebilen birkaç yüz galaksinin birleşimi olarak adlandırılır. Tipik olarak, bu ölçekte gözlemlendiğinde çok sayıda çok parlak süper kütleli eliptik gökada tanımlanabilir. Bu tür galaksilerin küme yapısının oluşumu ve oluşumu sürecini doğrudan etkilemesi gerekir.

Üstküme- binlerce galaksiyi içeren en büyük galaksi birliği türü. Üstkümeler ölçeğinde galaksiler kendilerini geniş, ince boşlukları çevreleyen bantlar ve iplikçikler halinde düzenlerler. Bu tür kümelerin şekli, Markarian zinciri gibi bir zincirden Sloan'ın büyük duvarı gibi duvarlara kadar değişebilir.

Yerel gökada grubu. Samanyolu Galaksisi

Yerel Gökada Grubu, mesafeleri yaklaşık 1 milyon pc'yi (yaklaşık 3 milyon ışıkyılı) aşmayan yakın gökadaların bir koleksiyonudur. Toplamda yaklaşık 30 üyeden oluşan iki büyük gruptan ve bunların arasına dağılmış cüce gökadalardan oluşur. Gruplardan biri büyüklük, kütle ve ışık yoğunluğu bakımından yakınında bulunan Macellan Bulutları ile Galaksimizin hakimiyetindedir. Başka bir grupta ana yer, daha da güçlü olan sarmal gökada (Andromeda Bulutsusu) tarafından işgal edilmiştir. Üçgendeki daha küçük bir sarmal gökada olan M 33'e, iki küçük eliptik gökadaya ve birkaç cüce gökadaya bitişiktir. M. g.'ye dahil olan galaksiler, bize yakın olmaları nedeniyle en detaylı çalışmaya açıktır.

Yerel Grubun üyeleri birbirlerine göre hareket ederler, ancak karşılıklı çekimle birbirlerine bağlanırlar ve bu nedenle uzun süre yaklaşık 6 milyon ışıkyılı kadar sınırlı bir alanı kaplarlar ve diğer benzer gökada gruplarından ayrı olarak var olurlar. Yerel Grubun tüm üyelerinin ortak bir kökene sahip olduğuna ve yaklaşık 13 milyar yıldır birlikte evrimleştiklerine inanılıyor.

Galaksimiz - Samanyolu - ortasında bir çıkıntı bulunan bir disk şeklindedir - sarmal kolların uzandığı çekirdek. Kalınlığı 1,5 bin ışıkyılı, çapı ise 100 bin ışıkyılıdır. Galaksimizin yaşı yaklaşık 15 milyar yıldır. Oldukça karmaşık bir şekilde dönüyor: Galaktik maddesinin önemli bir kısmı, gezegenlerin Güneş etrafında dönmesi gibi, oldukça uzak diğer kozmik cisimlerin hareket ettiği yörüngelere dikkat etmeden diferansiyel olarak dönüyor ve bu cisimlerin dönüş hızı azalıyor merkeze olan mesafeleri artıyor. Galaksimizin diskinin başka bir kısmı, bir plak çaların üzerinde dönen bir müzik diski gibi sağlam bir şekilde dönüyor. Güneşimiz galaksinin katı hal ve diferansiyel dönüş hızlarının eşit olduğu bir bölgesinde yer almaktadır. Bu yere korotasyon çemberi denir. Yıldız oluşum süreçleri için özel, sakin ve durağan koşullar yaratır.

Galaksimizde Macellan Bulutları adı verilen iki küçük uydu galaksi bulunmaktadır. Büyük ve Küçük Macellan Bulutları vardır. Bunlar Güney Yarımküre'de çıplak gözle görülebilen, her büyüklükteki aletle gözlem yapılabilecek zengin alanlardır. Macellan Bulutları güney yarımküredeki denizcilere tanıdık geliyordu ve 15. yüzyılda "Bulut Burnu" olarak adlandırılıyordu. Ferdinand Magellan, 1519-1521 yıllarında dünya turu sırasında Kuzey Yıldızı'na alternatif olarak onları navigasyon için kullandı. Magellan'ın ölümünden sonra gemisi Avrupa'ya döndüğünde, Antonio Pigafetta (Magellan'ın arkadaşı ve gezinin resmi tarihçisi), anısının bir tür devamı olarak Cape Bulutlarına Macellan Bulutları adını vermeyi önerdi.

Her iki Bulut da daha önce düzensiz gökadalar olarak kabul ediliyordu, ancak daha sonra çubuklu sarmal gökadaların yapısal özellikleri keşfedildi. Birbirlerine nispeten yakın yerleştirilmişlerdir ve yerçekimsel olarak bağlı (çift) bir sistem oluştururlar. Her iki Macellan Bulutu da ortak bir nötr hidrojen kabuğuna batırılmıştır. Ayrıca birbirlerine hidrojen köprüsüyle bağlanırlar.

Macellan Bulutları'nda çok sayıda yıldız kümesi var. Bilim insanları Büyük Bulut'ta 1.100, Küçük Bulut'ta ise 100'den fazla açık küme kaydetti. Galaksimizde bulunmayan Macellan Bulutları'nda Büyük Bulut'ta 35, Küçük Bulut'ta ise 5 küresel küme keşfedildi. Çok sayıda mavi ve beyaz dev içerirler. Bu yüzden beyazdırlar. Sıradan küresel kümeler kırmızı devlerden oluşur, dolayısıyla renkleri sarı-turuncudur.

1). Astrofizikte bir çalışma nesnesi olarak bir yıldız.

2). Yıldızların sınıflandırılması.

3). Yıldızların doğuşu ve evrimi.

Kavram " gökada" modern dilde devasa yıldız sistemleri anlamına gelir. Yunanca "süt, sütlü" kelimesinden gelir ve tüm gökyüzü boyunca uzanan süt rengi bir renk tonuna sahip açık bir şeridi temsil eden ve bu nedenle "Samanyolu" olarak adlandırılan yıldız sistemimizi belirtmek için kullanılmıştır. İçindeki yıldızların sayısı birkaç yüz milyardır, yani yaklaşık bir trilyon (10 12). Ortasında kalınlaşma bulunan bir disk şeklindedir.

Galaksinin diskinin çapı 10 21 m'dir. Galaksinin kolları spiral şeklindedir, yani çekirdekten spiral şeklinde ayrılırlar. Kollardan birinde, çekirdekten yaklaşık 3 × 10 20 m uzaklıkta, simetri düzleminin yakınında yer alan Güneş bulunmaktadır. Galaksimizde en çok sayıda yıldız cücelerdir (kütleleri Güneş'in kütlesinden yaklaşık 10 kat daha azdır). Tek yıldızlara ve uydularına (gezegenlere) ek olarak, çift ve çoklu yıldızlar ve tüm yıldız kümeleri (Ülker) vardır. Bunlardan 1000'den fazlası zaten keşfedildi. Küresel kümelerde kırmızı ve sarı yıldızlar (devler ve süperdevler) bulunur. Galaksideki nesnelerden biri de çoğunlukla gaz ve tozdan oluşan bulutsulardır. Yıldızlararası uzay, alanlar ve zayıf yıldızlararası gazla doludur. Galaksi merkezin etrafında dönüyor ve merkezden uzaklaştıkça açısal ve doğrusal hızlar değişiyor. Güneş'in galaksinin merkezi etrafındaki doğrusal hızı 250 km/s'dir. Güneş, yörüngesinde tam bir devrimi yaklaşık 290 milyon yılda (2×10 8 yıl) yapar.

Yirminci yüzyılın başında Galaksimiz dışında başkalarının da olduğu kanıtlandı. Galaksiler büyüklükleri, içerdikleri yıldızların sayısı, parlaklıkları ve görünümleri bakımından büyük farklılıklar gösterir. Kataloglarda listelendikleri numaralarla belirtilirler.

Galaksiler görünümlerine göre geleneksel olarak üç türe ayrılır: eliptik, sarmal ve düzensiz.

İncelenen galaksilerin neredeyse dörtte biri eliptiktir. Bunlar yapı olarak en basit galaksilerdir.

Sarmal gökadalar en çok sayıdaki türdür. Bizden yaklaşık 2,5 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan Andromeda Bulutsusu'nu (bize en yakın galaksilerden biri) içerir.

Düzensiz gökadaların merkezi çekirdekleri yoktur; yapılarında henüz hiçbir desen keşfedilmemiştir. Bunlar Galaksimizin uyduları olan Büyük ve Küçük Macellan Bulutlarıdır.

Galaksilerin yüzlerce ve binlerce galaksiden oluşan gruplar (onlarca galaksi) ve kümeler oluşturduğu ortaya çıktı. Yirminci yüzyılın 70'li yıllarının sonlarında yapılan keşifler, üstkümelerdeki galaksilerin eşit olmayan bir şekilde dağıldığını gösterdi: hücrelerin sınırlarına yakın yerlerde yoğunlaşıyorlar, yani. Evren hücresel (ağ, gözenekli) bir yapıya sahiptir. Küçük ölçeklerde, Evrendeki madde eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır. Büyük ölçeklerde homojen ve izotroptur. Metagalaksi durağan değildir. Metagalaksinin genişlemesinin bazı özelliklerine dikkat edelim:

1. Genişleme kendisini yalnızca gökada kümeleri ve üstkümeleri düzeyinde gösterir. Galaksilerin kendileri genişlemiyor.

2. Genişlemenin meydana geldiği bir merkez yoktur.

GÜNEŞİN FİZİKSEL DOĞASI

Güneş, gezegen sistemimizin merkezi gövdesi ve bize en yakın yıldızdır.

Güneş'in Dünya'ya ortalama uzaklığı 149,6 * 10 6'dır km,çapı Dünya'nın 109 katı, hacmi ise Dünya'nın 1.300.000 katıdır. Güneş'in kütlesi 1,98 * 10 33 olduğuna göre G(333.000 Dünya kütlesi), hacmine göre güneş maddesinin ortalama yoğunluğunun 1,41 olduğunu buluyoruz. g/cm 3 (Dünyanın ortalama yoğunluğunun 0,26'sı). Güneş'in yarıçapı ve kütlesinin bilinen değerlerine dayanarak yüzeyindeki yerçekimi ivmesinin 274'e ulaştığı belirlenebilir. m/sn 2 , veya Dünya yüzeyindeki yerçekimi ivmesinden 28 kat daha fazla.

Güneş, ekliptiğin kuzey kutbundan bakıldığında kendi ekseni etrafında saat yönünün tersine döner, yani tüm gezegenlerin onun etrafında döndüğü yönde. Güneş diskine bakarsanız, dönüşü diskin doğu kenarından batıya doğru gerçekleşir. Güneş'in dönme ekseni tutulum düzlemine 83° açıyla eğiktir. Ancak Güneş katı bir cisim gibi dönmez. Ekvator bölgesinin yıldız dönüş periyodu 25 günler, 60°'ye yakın heliografik (güneş ekvatorundan ölçülen) enlem 30'dur günler, ve kutuplarda 35'e ulaşır günler

Güneş'i teleskopla gözlemlerken, Güneş'in daha derin ve sıcak kısımlarından gelen ışınlar diskin merkezinden geçtiği için diskin kenarlarına doğru parlaklığında gözle görülür bir zayıflama olur.

Güneş maddesinin şeffaflık sınırında yer alan ve görünür radyasyon yayan katmana fotosfer denir. Fotosfer eşit derecede parlak değildir ancak tanecikli bir yapı sergiler. Fotosferi kaplayan hafif taneciklere granül denir. Granüller kararsız oluşumlardır, varlık süreleri yaklaşık 2-3'tür. dakika, ve boyutları 700 ile 1400 arasında değişmektedir kilometre. Fotosferin yüzeyinde facula adı verilen koyu noktalar ve açık alanlar bulunur. Noktaların ve fakülaların gözlemleri, Güneş'in dönüşünün doğasını belirlemeyi ve periyodunu belirlemeyi mümkün kıldı.

Fotosferin yüzeyinin üstünde güneş atmosferi bulunur. Alt tabakasının kalınlığı yaklaşık 600 km. Bu katmanın maddesi, kendisinin yayabileceği uzunluktaki ışık dalgalarını seçici olarak emer. Yeniden emisyon sırasında, güneş spektrumunda ana karanlık Fraunhofer çizgilerinin ortaya çıkmasının doğrudan nedeni olan enerji dağılır.

Güneş atmosferinin bir sonraki katmanı olan kromosfer, parlak kırmızı bir renge sahiptir ve tam güneş tutulmaları sırasında Ay'ın karanlık diskini kaplayan kırmızı bir halka şeklinde gözlenir. Kromosferin üst sınırı sürekli olarak çalkalanır ve bu nedenle kalınlığı 15.000 ila 20.000 arasında değişir. km.

Tam güneş tutulmaları sırasında çıplak gözle görülebilen, kromosferden sıcak gaz çeşmeleri fışkırıyor. 250-500 hızında km/sn Güneş'in yüzeyinden ortalama 200.000 metreye eşit mesafelere yükselirler kilometre ve bazıları 1.500.000'e kadar yüksekliklere ulaşıyor km.

Kromosferin üzerinde, tam güneş tutulmaları sırasında Güneş'i çevreleyen gümüş-inci bir hale şeklinde görülebilen güneş koronası bulunur.

Güneş koronası iç ve dış olarak ikiye ayrılır. İç taç yaklaşık 500.000 yüksekliğe kadar uzanır kilometre ve iyonların ve serbest elektronların bir karışımı olan seyreltilmiş plazmadan oluşur. İç koronanın rengi güneşinkine benzer ve radyasyonu serbest elektronlar tarafından saçılan fotosferden gelen ışıktır. İç koronanın spektrumu, karanlık soğurma çizgilerinin gözlenmemesi nedeniyle güneş spektrumundan farklıdır, ancak en parlakları çoklu iyonize demir, nikel ve diğer bazı elementlere ait olan sürekli bir spektrumun arka planında emisyon çizgileri gözlenir. . Plazma çok seyrek olduğundan, serbest elektronların hızı (ve buna bağlı olarak kinetik enerjileri) o kadar yüksektir ki, iç koronanın sıcaklığının yaklaşık 1 milyon derece olduğu tahmin edilmektedir.

Dış taç 2 milyon metreden fazla yüksekliğe kadar uzanır. km. Güneş ışığını yansıtan ve ona açık sarı bir renk veren küçük katı parçacıklar içerir.

Son yıllarda güneş koronasının önceden düşünülenden çok daha uzağa uzandığı keşfedildi. Güneş koronasının Güneş'ten en uzak olan kısımları (süper korona) Dünya'nın yörüngesinin ötesine uzanır. Güneş'ten uzaklaştıkça süper koronanın sıcaklığı giderek azalır ve Dünya'dan uzaklaştıkça sıcaklık yaklaşık 200.000° olur.

Süper korona, Güneş'in manyetik alanında "donmuş", ondan yüksek hızlarda hareket eden ve dünya atmosferinin üst katmanlarına ulaşarak onu iyonlaştırıp ısıtan, böylece iklim süreçlerini etkileyen bireysel seyrekleştirilmiş elektron bulutlarından oluşur.

Ekliptik düzlemdeki gezegenler arası uzay, zodyak ışığı olgusunu üreten ince toz içerir. Bu fenomen, batıda gün batımından sonraki baharda veya doğuda gün doğumundan önceki sonbaharda, bazen ufuktan koni şeklinde çıkıntı yapan hafif bir parıltının gözlenmesinden oluşur.

Güneşin spektrumu bir soğurma spektrumudur. Sürekli parlak spektrumun arka planında çok sayıda karanlık (Fraunhofer) çizgi vardır. Sıcak bir gazın yaydığı ışık hüzmesi, aynı gazın oluşturduğu daha soğuk bir ortamdan geçtiğinde meydana gelirler. Bu durumda gazın parlak emisyon çizgisi yerine koyu renkli bir soğurma çizgisi gözlenir.

Her kimyasal elementin kendine özgü bir çizgi spektrumu vardır, dolayısıyla ışıklı bir cismin kimyasal bileşimi spektrumun türüne göre belirlenebilir. Işık yayan madde kimyasal bir bileşik ise, molekül bantları ve bunların bileşikleri spektrumunda görülebilir. Spektrumdaki tüm çizgilerin dalga boylarının belirlenmesiyle, ışınım yapan maddeyi oluşturan kimyasal elementlerin belirlenmesi mümkündür. Bireysel elementlerin spektral çizgilerinin yoğunluğu, onlara ait olan atomların sayısını yargılamak için kullanılır. Bu nedenle spektral analiz, gök cisimlerinin yalnızca niteliksel değil aynı zamanda niceliksel bileşimini (daha doğrusu atmosferlerini) incelemeyi mümkün kılar ve astrofiziksel araştırmanın en önemli yöntemidir.

Dünya'da bilinen yaklaşık 70 kimyasal element Güneş'te bulundu. Ancak temelde Güneş iki unsurdan oluşur:

hidrojen (kütlece yaklaşık %70) ve helyum (yaklaşık %30). Diğer kimyasal elementlerden (sadece %3) en yaygın olanları nitrojen, karbon, oksijen, demir, magnezyum, silikon, kalsiyum ve sodyumdur. Klor ve brom gibi bazı kimyasal elementler henüz Güneş'te keşfedilmemiştir. Güneş lekelerinin spektrumu ayrıca kimyasal bileşiklerin absorpsiyon bantlarını da içerir: siyanojen (CN), titanyum oksit, hidroksil (OH), hidrokarbon (CH), vb.

Güneş, ışığı ve ısıyı sürekli olarak her yöne dağıtan muazzam bir enerji kaynağıdır. Dünya, Güneş'in yaydığı enerjinin yaklaşık 1:2000000000'ini alır. Dünyanın Güneş'ten aldığı enerji miktarı güneş sabitinin değerine göre belirlenir. Güneş sabiti dakikada alınan enerji miktarıdır 1 santimetre 2 Dünya atmosferinin sınırında bulunan ve güneş ışınlarına dik olan yüzey. Termal enerji açısından güneş sabiti 2'dir cal/cm 2 *dakika, ve mekanik üniteler sisteminde 1,4-10 6 sayısıyla ifade edilir. erg/sn santimetre 2 .

Fotosferin sıcaklığı 6000°C'ye yakındır, neredeyse tamamen siyah bir cisim gibi enerji yayar, dolayısıyla güneş yüzeyinin etkin sıcaklığı Stefan-Boltzmann yasası kullanılarak belirlenebilir:

G
de e - 1'de yayılan erg cinsinden enerji miktarı sn. 1 santimetre 2 güneş yüzeyi; =5.73 10 -5 erg/sn* derece^4 santimetre 2 - deneyimlerden elde edilen bir sabit ve T - Kelvin derece cinsinden mutlak sıcaklık.

Yarıçapı 1 olan bir kürenin yüzeyinden geçen enerji miktarı A. e. (150 10" santimetre), eşittir e=4*10 33 erg/sn* santimetre 2 . Bu enerji Güneş'in tüm yüzeyi tarafından yayılır, bu nedenle değerini güneş yüzeyinin alanına bölerek değeri belirleyebiliriz. e ve Güneş yüzeyinin sıcaklığını hesaplayın. E=5800°K çıkıyor.

Güneş'in yüzeyinin sıcaklığını belirlemek için başka yöntemler de vardır, ancak Güneş tamamen siyah bir cisim gibi tam olarak yayılmadığı için hepsinin uygulama sonuçları farklıdır.

Güneş'in iç kısımlarının sıcaklığının doğrudan belirlenmesi mümkün değildir ancak merkeze yaklaştıkça hızla artması gerekir. Güneş'in merkezindeki sıcaklık, Güneş'in hacmindeki her noktada basınç dengesi ve enerji girişi ve harcamasının eşitliği koşulundan teorik olarak hesaplanır. Modern verilere göre 13 milyon dereceye ulaşıyor.

Güneş'te bulunan sıcaklık koşulları altında, içindeki tüm maddeler gaz halindedir. Güneş termal dengede olduğundan her noktada merkeze doğru yönelen yerçekimi kuvveti ile merkezden yönelen gaz ve ışık basıncı kuvvetlerinin dengelenmesi gerekir.

Güneş'in iç kısmındaki yüksek sıcaklık ve yüksek basınç, maddenin atomlarının çoklu iyonlaşmasına ve muhtemelen 100'ü aşan önemli yoğunluğunun oluşmasına neden olur. g/cm 3 , ancak bu koşullar altında bile Güneş'in maddesi gaz özelliklerini koruyor. Çok sayıda veri, güneş ışınımının neden olduğu büyük enerji tüketimine rağmen, milyonlarca yıl boyunca Güneş'in sıcaklığının değişmediği sonucuna varmaktadır.

Güneş enerjisinin ana kaynağı nükleer reaksiyonlardır. Proton-proton adı verilen en olası nükleer reaksiyonlardan biri, dört hidrojen çekirdeğinin (proton) bir helyum çekirdeğine dönüştürülmesini içerir. Nükleer dönüşümler sırasında, güneş yüzeyine nüfuz eden ve uzaya yayılan büyük miktarda enerji açığa çıkar.

Radyasyon enerjisi ünlü Einstein formülü kullanılarak hesaplanabilir: e = ts 2 , Nerede e - enerji; T - kütle ve c - ışığın boşluktaki hızı. Hidrojen çekirdeğinin kütlesi 1,008'dir (atom kütle birimleri), dolayısıyla 4 protonun kütlesi 4 · 1,008 = 4,032'dir. A. yemek yemek. Ortaya çıkan helyum çekirdeğinin kütlesi 4.004'tür. A. yemek yemek. Hidrojen kütlesinde 0,028 azalma A. yemek yemek.(bu 5 * 10 -26 g'dır) aşağıdakilere eşit enerjinin salınmasına yol açar:

HAKKINDA
Güneş'in toplam ışınım gücü 5*1023 litredir. İle. Radyasyon nedeniyle Güneş 4 milyon kaybeder. T saniyede madde.