уроци

тук ще пиша уроците

Урок 1

Какво е Вселена?

До първата половина на 20 век терминът Вселена обикновено означава целия пространствено-времеви континуум, в който съществуваме, заедно с цялата енергия и материя в него. Опити за разбиране на Вселената в този смисъл, в най-едрия възможен мащаб, са правени от космологията, наука, произлязла от физиката и астрономията.

През втората половина на 20 век развитието на наблюдателската космология, наричана още физическа космология, довежда до различна употреба на термина Вселена, в наблюдателската и теоретичната космология. Докато първата като цяло изоставя надеждата да наблюдава целия пространствено-времеви континуум, втората запазва тази надежда, опитвайки се да намери най-приемливите модели за цялостното пространство-време, въпреки крайната трудност и риска от навлизане в областта на метафизиката.

Термините позната вселена, наблюдаема вселена или видима вселена се използват често за тази част от Вселената, която може да бъде наблюдавана. Тези фрази по-добре прилягат на термина Метагалактика.

Днес, почти никой не се опитва да дефинира Вселената, без да прибегне поне малко до Философията - сиреч човека не може да се изключи от опита за дефиниция. Ето един от многото опити: Вселената е цялата материя, енергия и пространство, които човек може да възприема, чието съществуване може да предположи или да има основание да допусне.



за домашно искам съчинение със заглавие "Защо хората трябвало да опознаят Вселената"



П.С. домашните се предават по лична сова(ЛС)
За оценките проверявайте в дневника

Криси влезе,извади перо о пергамент и се захвана да си води бележки.

А тва съчинение колко да е дълго?

Урок 2

Думата "галактика" идва от гръцкия израз за нашата собствена галактика, "галаксиас" (γαλαξίας) или "киклос галактикос", което означава "млечен кръг". В гръцката митология всемогъщият бог Зевс поставил сина си от смъртната Алкмена, Херкулес, да суче от Хера докато тя спи и така, пиейки божествено мляко, да стане безсмъртен. Хера обаче се събудила и разбрала, че кърми чуждо дете, отблъснала го от себе си и тогава струйка мляко опръскала нощното небе.

Галактика е гравитационно свързана система от звезди, междузвезден газ и прах, плазма и невидима тъмна материя. Освен това, в тях има и различни видове звездни купове и мъглявини, като повечето от звездите в галактиките са част от система от две или повече звезди.

Типичните галактики съдържат от един милион до хиляда милиарда звезди, гравитиращи около общ гравитационен център. Различават се различни типове галактики в зависимост от формата и структурата им. Учените са дали имена на над 200 000 галактики.

През 1610, Галилео Галилей използва телескоп за да изучава Млечния път и открива, че е съставен от голям брой слаби звезди. В трактата си през 1755, Емануел Кант изказва предположението, че галактиката е въртящо се тяло, състоящо се от огромен брой звезди, задържани от гравитационните сили подобно на Слънчевата система, но в много по-голям размер. Кант също така изказал твърдението, че някои мъглявини са отделни галактики.

Спиралните галактики са един от трите основни типа галактики според Едуин Хъбъл, наред с елиптичните и неправилните.

Компоненти на спиралната галактика
Най-общо казано, два са основните компонента на спиралната галактика:

ядро, населено от стари звезди, придаващи му червен цвят, и
система от спирални ръкави, лежащи в една равнина, поне два, и населени с млади звезди, придаващи на ръкавите характерен син цвят.
Характеристичният ъгъл е ъгълът между допирателната към най-изпъкналата част на спиралния ръкав и правата, свързваща тази най-изпъкнала точка с центъра на ядрото. Той варира между 0° и 90°. Когато ъгълът е 90°, спиралата се изражда в окръжност, а колкото по-малък е този ъгъл, толкова по-разгънат е спиралният ръкав.


Нормални и пресечени спирални галактики

Диаграма на Хъбъл за класификация на галактикитеСпиралните галактики биват два вида в зависимост от това от къде излизат ръкавите на галактиката. Ако те излизат директно от ядрото — това са нормалните спирални галактики. Ако, обаче, ядрото е пресечено от малък ярък плосък диск, от краищата на който започват ръкавите, говорим за пресечена спирална галактика. Нормалните спирални галактики се обозначават с S, а пресечените — с SB. И двата класа галактики се разделят на по три под класа в зависимост от следните характеристики:

големина на ядрото;
дебелина на ръкавите;
степен на развитост на ръкавите;
характеристичен ъгъл.
Тези три подкласа се обозначават с малките латински букви а, b и c след съответния си клас S или SB. Съществува и още един клас S0 на т.нар. лещовидни галактики, който представлява свързващото звено между елиптичните и спиралните галактики.

Светимостта, размерите, спектрите и разпределението на пресечените спирални галактики изглежда неразличимо от тези на нормалните такива. Подкласовете им съществуват паралелно с подкласовете на нормалните, като дори критериите за разпределението в класове Sba, SBb и SBc са еднакви с тези за нормалните спирални галактики.



Към края на 18 век Шарл Месие съставил каталог съдържащ 109те най-ярки мъглявини, последван от по-голям каталог от пет хиляди мъглявини,издаден от Уилям Хершел. През 1845 Лорд Роз констуирал нов телескоп и бил в състояние да разграничи елипсовидна мъглявина от спираловидна. През 1917 година Хебер Куртис наблюдавал новата С Андромеда в Месиеровия обект М31. Претърсвайки фото архива, още 11 нови били открити. Куртис забелязал, че тези нови били приблизително 10 магнитута по слаби (бледи) отколкото тези, намиращи се в нашата галактика. Като резултат той успял да изчисли разстоянието от 150 000 светлинни години. Той предложил така наречената хипотеза за "островите на Вселената", която твърди, че мъглявините са самостоятелни галактики.

През 1920 се състоял т.нар. Велик Дебат между Харлоу Шапли и Хебер Куртис, отнасящ се за природата на Млечния Път, спиралните мъглявини и размерите на Вселената. За да подкрепи становището си, че М31 е цяла галактика, Куртис отбелязал появяването на тъмни ивици наподобяващи облаците прах в нашата собствена галактика, също както при забележителния Доплеров ефект.

Въпросът окончателно е разрешен през началото на 20-те години на XXв. от Едуин Хъбл, който използвал нов вид телескоп. Той успял да изследва външните части на някои спирални мъглявини като групи индивидуални звезди, така той изчислил разстоянието до мъглявините: те били прекалено далеч за да са част от Млечния Път. През 1936 Хъбл създава система за класификация на галактиките, използвана и до днес под името Редица на Хъбл.

Първият опит да се опише формата на Млечния Път и позицията на Слънцето в него бил осъществен през 1785 от Уилям Хершел, чрез внимателно преброяване броя на звездите в различните части на небето. Използвайки прецизен метод, през 1920 Каптейн достигнал до картината на малка (диаметър около 15 килопарсека) елипсовидна галактика, чието Слънце е близо до центъра. Различен метод, използван от Харлоу Шапли, базиран на каталогизиране на кълбовидни групи довел го коренно различна картина: плосък диск с диаметър приблизително 70 килопарсекса и Слънце далеч от центъра. И двата анализа пропуснали в изчисленията поглъщането на светлина от междузвездния прах съществуващ в галактиката, но след като Робърт Тръмплър определил количествено този ефект през 1930 година чрез изучаване на отворени групи, се появила настоящата картина на нашата галактика.

През 1944 година Хендрик ван де Хълст предсказал микровълново лъчение с дължина на вълната 21 см, като резултат от междузвездния атомен хидрогенен газ, каквото наистина било наблюдавано през 1951. Това лъчение дава възможност за много по-добро изучаване на Галактиката, стига да не е повлияно от абсорбация на междузвезден прах и може да бъде използвано за картотекиране на движението на газа в галактиката. Тези наблюдения довели до постулирането на структура в центъра на галактиката, въртяща се около ос. Чрез подобрени радио телескопи, хидрогенния газ също може да бъде проследен и в други галактики.

В началото на 90те, космическият телескоп Хъбъл дава възможност за по добри наблюдения. Hubble deep Field, изключително дълго изследване на относително празни части на небето, предоставя доказателства, че има около 175 милиарда галактики във вселената. Подобрена технология разкрива спектри, невидими за човека (радио, инфрачервени, рентгенови телескопи), които откриват галактики, неразкрити от Хъбъл.


За домашна работа искам да ми опишете спраловидните галактики и да отговорите подробно на въпроса "В къкъв вид галактика живеем ние?"

Урок 3

Мъглявини
(Мъглявината Орион)


1. ВЪВЕДЕНИЕ


Разположена на 1600 светлинни години, мъглявината Орион е най-ярката и единствената видима с просто око мъглявина на небосвода. Интересна е за наблюдение, както с малки бинокли, така и с големи наземни или космически телескопи. Много е лесно да се намери, защото тя заобикаля звездната система q Ori (тита Орион), видима с невъоръжено око по средата на меча на ловеца Орион. В ясна и безлунна нощ М42 се вижда с просто око като слабо мъгляво петънце около тази кратна звезда.


2. ИСТОРИЧЕСКА ИНФОРМАЦИЯ

Поради голямата яркост на М42 днешните автори се чудят, защо мъглявата природа на обекта не е била документирана, както е очевидно, до 1610 година, когато Никола - Клод Фабри дьо Пейреск (Nicholas-Claude Fabri de Peiresc)(1580-1637), френски адвокат, насочил своя телескоп към тази част на небето. Въпреки това Птоломей, а по-късно Тихо Брахе и Йохан Байер са каталогизирали най-ярките звезди от мъглявината, като една от тях по-късно била именувана q Ori. Когато Галилео Галилей погледнал за първи път тази област през 1610 г., той забелязал още няколко по-слаби звезди. През 1611 г. езуитския астроном Йохан Баптист Цийсатус (Johann Baptist Cysatus)(1588-1657) от Люцерн независимо открил мъглявината Орион и я сравнил с комета, която наблюдавал през същата година. Първата известна зарисовка на М42 е направена от Джовани Батиста Ходиерна (Giovanni Batista Hodierna). Тези факти изчезнали за известен период, така че дълго време Кристиан Хюйгенс бил смятан за независимия откривател на мъглявината. Това било споменато и от Шарл Месие през март 1769, когато добавил обекта в своя каталог под номер 42. Малката североизточна част първо е била забелязана от де Майран, а по-късно - каталогизирана от Месие - М43. В близко съседство, на север, се намират няколко слаби отражателни мъглявини, които частично отразяват светлината на М42. Те не са отбелязани от Месие, но са били записани по-късно с NGC (New General Catalog) номера 1973, 1975, 1977.

Има нещо необичайно в това как мъглявината Орион е попаднала в каталога на Шарл Месие заедно с ярките звездни купове Ясли (М44) и Плеяди (М45); Месие обикновено е включвал по-слаби обекти, които лесно биха могли да се сбъркат с комети. Но в нощта на четвърти срещу пети март 1769 г. той засякъл позициите на тези известни обекти и убедително ги прибавил като "захар" към каталога, закръгляйки бройката на 45. Толкова и участвали в неговата първа публикация "Memoires de l'Academie", издадена едва през 1774. Може да се спори защо Месие е искал да закръгли обектите на 45. Много вероятно е, да е искал да обори каталога на южните обекти, съставен от Лакай (Lacaille) през 1755 г., който съдържал 42 обекта.


3. ПОРТРЕТ НА М42


M42 представлява много бурен облак от газ и прах, изпълнен с много интересни детайли. Главните части от нея са кръстени от различни астрономи - изследователи на мъглявината: северния край на М42, отделен с контрастна тъмна линия, разделяща основната мъглявина от М43, често е свързвана с "Рибешка уста" - много активна област на звездообразуване, където газът е с по-голяма плътност и съответно - по-голяма температура; ярките области от двете й страни са наречени "Крилата", а между "Рибешката уста" и "Крилата" се намира скоро формиран звезден куп от звезди със спектрален клас O и B, известен като "Трапецовиден звезден куп". Крилото, което се разпростира от юг на изток се нарича "Военна мощ", мъглявината под "Трапеца" - "Нападението", а слабото западно протежение - "Платноходът".

"Трапецовидния звезден куп" е един от най-младите познати ни, а звезди в него продължават да се формират и днес. Най-рано е описан от Ходиерна (Hodierna) през 1654 г. като тройна звездна система, а по-късно и от Кристиан Хюйгенс през 1656, когато открил независимо мъглявината Орион. Тези първо открити звезди се наричат "А", "В" и "С". По онова време това била и втората позната кратна звезда (след Мицар от Голяма мечка, която била видяна като двойна с телескоп през 1650 година). Четвъртата звезда от "Трапеца", "D", била открита от Пикар (Abbe Jean Picard) през 1673 и независимо от Хюйгенс през 1684. Петата звезда от купа, "E", пръв забелязал Джорч Вилхелм (Friedrich Georg Wilhelm Struve) през 1826 година с 9,5 инчов рефрактор в Дорпат, шестата, "F", - Джон Хершел на 13 февруари 1826, седмата, "G", - Алван Кларк през 1888, когато изпробвал своя 36 инчов рефрактор в обсерваторията в Лик, и осмата, "H", - Барнард по-късно през същата година и със същия телескоп. В следствие на по-задълбочени наблюдения Барнард открил и че "Н" е кратна звезда с два компонента от по шестнадесета звездна величина. Днес ние знаем, че звездите "А" и "В" са затъмнително-променливи от тип Алгол: "А" се колебае между магнитут 6,73 и 7,53 с период от 65,4325 денонощия, а "В" - между 7,95 и 8,52 с период 6,4705 денонощия.

Стари изследвания на мъглявината Орион показват, че видимата мъглявина М42, мехура от горещ, фотойонизиран, светъл газ около горещите звезди на "Трапеца" е само тънък пласт, лежащ на повърхността на много по-голям слой от плътна материя - Orion Molecular Cloud 1 (OMC 1). Случило се е да видим тази структура почти в анфас.

4. КАК УЧЕНИТЕ НАБЛЮДАВАТ М42
4.1. В миналото
Galileo: [1609] "Добавих осемнадесет различни звезди, наскоро открити в региона (от меча на Орион)" Той не е отбелязал наличието на мъглявина.
Huygens: [1656] "Има нещо интересно, на което си заслужава да обърнем внимание, но което не може да се наблюдава добре с изключение на голям телескоп. На меча на Орион има три звезди, които са съвсем близо една до друга. През 1656 когато погледнах тази област с по-голям телескоп, пред мен се разкриха още 12 звезди - наистина удивителен факт. Три от тях, почти докосващи се взаимно и още четири други сияеха сред мъглявина, така че пространството между тях изглеждаше ярко, за разлика от останалото нощно небе." През 1673 Пикар открил четвъртата звезда от Трапеца, а през 1684 Хюйгенс също я забелязал. През 1695 той скицирал мъглявината и Трапеца.
Halley: [1716] "Добре е да споменем, че по средата на меча на Орион Байер е отбелязал звездата q Ori в неговата "Уранометрия" като единична звезда от трета величина. Това мнение е изказано и от Птоломей, Тихо Брахе и Хевелиус. Но всъщност това са две звезди много близо една до друга, разположени върху много голямо и ярко петно, през което прозират още няколко звезди."
Messier: 4 март 1769 Месие разгледал мъглявината в големи детайли и много старателно направил зарисовка.
Huggins: "...и после наблюдавах голямата мъглявина на меча на Орион. ...Светлината от най-ярката част на мъглявината в близост до Трапеца се разложи през призма на три ярки линии, съответстващи тези на газовите мъглявини. Тези три линии, показващи наличието на газова структура чрез ивичен спектър, бяха отделени много контрастно, а разстоянието между тях бе напълно черно. Когато разложих светлината от четирите ярки звезди от Трапеца, се получи неочаквано ярък линеен спектър. Петата и шестата звезда от Трапеца се виждат с телескоп, но свелината от тях е твърде слаба за спектрален анализ..."

4.2. В настоящетo

Мъглявината Орион е предпочитан обект от КТХ (Космически Телескоп Хъбъл). Едно значително откритие е съществуването на т.нар. протопланетни дискове - планетарни системи във формиране. Снимки, направени с КТХ през ноември 1995, разкриха още една важна черта от сложния процес в "звездните фабрики". Друго изследване през януари 1997 показа интересни взаимодействия между ярките горещи звезди от Трапецовидния звезден куп с протопланетните дискове - тяхната голяма радиация изглежда разрушава дисковете, така че по-маломасивните звезди във формиране може да загубят материала, необходим за образуването на планетна система.
Тази снимка, направена от КТХ, представлява един от най-младите региони от мъглявината Орион. Звездите в него са на около 300 000 години. Представлява огромен газов облак, светещ от отразената светлина на млади горещи звезди (в горната част на изображението). Някои от по-слабите млади звезди са заобиколени от диск, състоящ се от газ и прах, два пъти по-голям от Слънчевата система. Голямото перо от газ в левия край на снимката, е следствие от изхвърлянето на материал от скоро образували се звезди. Ярката ивица представлява "възвишение" на повърхността на мъглявината. Диагоналният линеален диаметър на изображението е 1,6 ly (светлинни години). Спектроскопичните анализи показват наличието на азот, водород и кислород.
Това е изглед на малък регион от М42, разкриващ пет млади звезди. Четири от тях са заобиколени от газ и прах, прихванати при образуването им. Това най-вероятно са протопланетни дискове, които в бъдеще може да се развият в плътни планети. Дисковете, които са близо до горещите звезди, се виждат като ярки обекти, докато тези, които са сравнително отдалечени от тях, изглеждат тъмни. Зрителното поле на изображението е едва 0,14 ly. Заснето е на 29 декември 1993 г. с широкоъгълната и планетарна камера 2 (WFPC2) на КТХ. То е и сред първите снимки, застени с поправения КТХ, след спасителната мисия STS-61.
Тази снимка е направена заедно с горната. Представлява млада звезда на възраст около 300 000 години, заобиколена от протопланетен диск. Хладната червеникава звезда е някъде около една пета от масата на Слънцето, а тъмният диск надминава поне седем пъти масата на Земята. Диаметърът му е около 90 милиарда километра, или 7,5 пъти диаметъра на Слънчевата система.
Това са изображения на същия обект. Предполага се, че дискът съдържа 99% газ и 1% прах. Въпреки малкото количество прах, той е напълно достатъчен, за да направи диска тъмен във видимата дължина на вълната. Както изглежда, нищо чудно в бъдеще да се образува планетарна система, подобна на нашата. Всяка от снимките обхваща 167 милиарда километра (30 диаметъра на Слънчевата система). Различния ракурс на диска дължим на факта, че на всяка от снимките е наклонен под различен ъгъл спрямо Земята. Снимките са направни с филтри, пропускащи късовълновия диапазон от дължината на вълната. Засечени са линии на йонизиран кислород, представен тук със синьо, водород - със зелено, и азот - със червено. Горещият газ от мъглявината излъчва много активно във целия диапазон, осигурявайки контрастен "фон" на звездата.
Приличайки на междузвездно фризби, това представлява прах и газ, разположен странично спрямо нас и новородената звезда, около която се намира. Поради това звездата остава изцяло скрита в тази снимка, направена от КТХ. Най-вероятно това е протопланетен диск подобен на зародиша на Слънчевата система, но 17 пъти по-голям от нея (най-големия открит в М42). Горната снимка е направена от три изображения, снимани с различни филтри и отговарящи на различни дължини на вълната: син, зелен и червен; а долната - с филтри, пропускащи само някои емисионни линии. Така на долното изображение се вижда и звездата на фона на М42. Снимките са правени между януари 1994 и март 1995.


За домашна работа искам да изброите няколко мъглявини подобни на Орион

Урок 4

Слънчева система

Слънчевата система се състои от Слънцето и всички обекти на орбита около него, включително астероиди, комети, планети, спътници, междупланетарен прах и газ. Терминът също може да се използва за група от небесни тела обикалящи друга различна от Слънцето звезда (виж планетарна система).

Размерите на Слънчевата система обикновено се измерват в съотносимост към средното разстояние Земя-Слънце, определено като една астрономическа единица (АЕ). Така средното орбитално разстояние на Земята от Слънцето е 1 АЕ. Най-близко до Слънцето е планетата Меркурий — средно на 0,387 АЕ, а за най-отдалечена планета се смята Нептун, средно на 30,068 AE от Слънцето. За радиуса на Слънчевата система се счита че лежи между 86 до 100 AE.

За Слънчевата система се счита че се е формирала от Слънчевата мъглявина — сгъстен облак от газ и прах дал началото на Слънцето. Под въздействието на собствената си гравитация мъглавината приема формата на въртящ се диск в центъра на който се намира протозвездата (младото Слънце) набираща материал от диска. Когато протозвездата стане достатъчно масивана и плътна в нейното ядро започват да текат термоядрени реакции пораждащи слънчев вятър и електромагнитно лъчение, под действието на които летливите елементи намиращи се близко до звездата "мигрират" в централните части и периферията на протопланетарния диск. Поради тази причина се счита че е невъзможно газови гиганти да се формират в близост до звезда, понеже интензивната слънчева радиация не би позволила натрупването на значителни количества летливи елементи като водород и хелий.

В продължение на много години Слънчевата система беше единствената позната планетарна система. В последните години обаче зачестиха откритията на планети около други звезди, който чиито свойства изглеждат различни от която и да била планета в Слънчевата система. Открити са клас планети наречени Горещи Юпитери, често по-масивни от Юпитер и намиращи се на ниска орбита около тяхната звезда, често извършвайки едно пълно завъртане в рамките на няколко месеца. Според една хипотеза, тези планети са се зародили сравнително далече от тяхната звезда, подобно на Юпитер, но чрез някакъв механизъм са слезли на по-ниска орбита. Една възможна причина за това явление е навлизането на планетарната система в сравнително гъст облак от междузвезден газ и прах с последващо "триене" на планетата с елементите на облака и снижаване на нейната орбита. С намаляване на орбиталното разстояние нарастват приливните сили на звездата, които от друга страна се стремят да издигнат планетата на по-висока орбита и така учените считат че се постига равновесие. Във всички случаи обаче много по-малките по размери земеподобни планети биват погълнати от други планети или звездата, или биват изхвърлени от планетната система.

Слънчевата система е част от галактиката Млечен път — спирална галактика с диаметър от около 100,000 светлинни години и съдържаща приблизително 200 милиарда звезди. Слънцето е типична за Млечния път звезда.

По някои изчисления Слънчевата система се намира между 25000 и 28000 светлинни години от галактичния център. Тя се движи със скорост от 220 km/s по орбитата си около галактичния център и извършва едно пълно завъртане за 226 милиона години. Спрямо положението на Слънчевата система, втора космическа скорост на Млечния път е около 1000 km/s.

Слънчевата система има необичайно кръгова орбита и орбитална скорост равна на вълните на сгъстяване в спиралните ръкави на Млечния път. По този начин тя остава извън тези вълни на сгъстяване в които се формират нови масивни звезди които често експлоадират като супернови и биха стерилизирали повърхността на Земята с интензивните си лъчения. Този факт вероятно направил възможно зараждането на сложни многоклетъчни форми на живот на земната повърхност...

В продължение на много векове Слънчевата система е разглеждана според Геоцентричният модел, не позволявайки правилно разбиране на нейната същност и структура. С подобряване на методите за наблюдение се раждат и нови теории за Слънчевата система.

Първата значима стъпка е направена от Николай Коперник който издига Хелиоцентричния модел обяснявайки движението на планетите. По този начин Земята е принизена от център на Вселената до обикновена планета обикаляща около Слънцето, и за хилядите зведи на небесния небосвод се счита че имат собствени планети.

Със започването на космическата ера се извършват множество иследвания на обекти от Слънчевата система от космически апарати (предимно автоматични) на различни космически агенции. Първият апарат достигнал до друго небесно тяло е съветския Луна 2 разбил се на повърхността на Луната през 1959 г. Повърхността на Венера е достигната през 1965 г., на Марс през 1976 г., на астероида 433 Ерос през 2001 г. и на спътника на Сатурн — Титан през 2005 г.

Космически апарати който са се сближили или изследвали от орбита обекти от Слънчевата система са: Маринър 10 сближил се с Меркурий през 1975 г., двата апарата от мисията Вояджър изстреляни от Земята и посетили Юпитер през 1979 г., Сатурн през 1980-1981 г. Вояджър 2 посещава още и Уран през 1986 г. и Нептун през 1989 г. Двата апарата се намират далеч зад орбитата на Плутон, на разстояние по-голямо от 95 АЕ. Очаква се в рамките на няколко години те да навлязат в хелопаузата.

Най-далечния обект достигнат от пилотирани космически апарати апарати до момента е Луната, посетена от мисиите Аполо. Последното кацане на пилотиран апарат на Луната е това на Аполо 17 през 1972 г. Към 2005 г. съществуват планове за нови пилотирани мисии и изграждане на обитаеми лунни бази на повърхността. За кацане на повърхността на Марс обаче няма сериозни планове

Поради огромните разстояния между изграждащите я тела е трудно да се състави точен модел на Слънчевата система. Ако приемем една топка за баскетбол за Земята, то Луната ще бъде голяма приблизително колкото топка за тенис на корт и обикаляща около Земята на разстояние от около 6 метра. В такъв случай Слънцето би отстояло на 3 km от Земята и би имало форма на кълбо с диаметър от около 27 метра или по-високо от 10 етажна сграда. Плутон би изглеждал малко по-малък от топката за тенис символизираща Луната и отдалечен на цели 120 km от Слънцето.

За домашно искам съчинение със заглавие "Има ли според вас други системи в който има живот"

Урок 5

Звезди


Звездата представлява голямо кълбо от плазма в космоса, произвеждаща енергия чрез термоядрен синтез. Звездите в нощното небе блещукат (трепкат) поради преминаването на светлината им през неспокойната земна атмосфера. Слънцето прави изключение: то е единствената звезда, която е достатъчно близо до Земята, за да изглежда като диск и да осигурява дневна светлина.

Във всекидневния език звезда не винаги се употребява в астрономически смисъл — често се използва за видимите планети или дори метеори („падащи звезди“).

Ако изключим Слънцето, най-близката звезда до Земята е Проксима Кентавър, която е отдалечена на 40 трилиона километра. Нейната светлина стига до Земята за 4,2 години.

Според астрономите, познатата вселена съдържа поне 7 x 1022 звезди.

Много звезди са на възраст между 1 и 10 милиарда години. Някои дори се доближават до 13,7 милиарда години, което е приблизителната възраст на Вселената. Размерът им също варира: от малките неутронни звезди (които всъщност са мъртви звезди), не по-големи от град, до свръхгигантите като Полярната звезда и Бетелгейзе в съзвездието Орион, с диаметър около 1000 пъти по-голям от този на нашето Слънце (1,6 милиарда километра). В зависимост от масата, количеството и вида на излъчваната от тях енергия, звездите се разделят на звездни класове. Относителната яркост на звездите се измерва като звездна величина.

Науката разглежда звездите като самогравитиращи кълба от плазма в хидростатично равновесие, които произвеждат собствена енергия чрез ядрен синтез. Тази енергия се разпространява в пространството под формата на електромагнитно излъчване (главно видима светлина) и като поток от неутрино.

Звездната астрономия се занимава със звездите и явленията, свързани с тях.

Много звезди са гравитационно свързани с други звезди, оформяйки кратна звезда (двойни звезди или звезди с повече компоненти). Съществуват също и по-големи групи (с повече и по-раздалечени компоненти), наречени звездни купове.

Звездите не са разпределени равномерно във вселената, а са групирани в галактики. Една типична галактика съдържа стотици милиарди звезди. Звездите от нашата галактика (Млечният път) са разположени във всички посоки спрямо наблюдател от Земята. Те се групират в области от небесната сфера, наречени съзвездия.

За дом искам съчинение"Как мислите че трябва да изглежда ядрорто"