Žvaigždės ir žvaigždynai

Tema	Astronomija
Tipas	Referatas
Aprašymas	Žvaigždės. Žvaigždžių evoliucija. Saulės masės žvaigždės evoliucija. Juodosios ir baltosios nykštukės. Galaktiniai ūkai. Ūkų katalogai. Ūkų švytėjimas. Žvaigždžių susidarymas. Nuo ūkų iki pulsarų. Ūkai: ankstyvoji stadija. Planetiškieji ūkai. Supernovos ir pulsarai. Pulsarai ir juodosios skylės. Nuo baltosios nykštukės iki juodosios skylės. Juodųjų skylių paieškos. Rentgeno šaltiniai. Dvinarės žvaigždės. Dvinarės žvaigždės ir jų sandara. Spektroskopinės ir užtemdomosios dvinarės. Dvinarių žvaigždžių reikšmė. Pulsuojančiosios žvaigždės. Periodo ir šviesio sąryšis. Už Galaktikos ribų. Ilgaperiodės kintamosios žvaigždės. Netaisyklingosios kintamosios žvaigždės. Pusiau taisyklingosios ir netaisyklingosios kintamosios žvaigždės. Šiaurės Vainiko R ir Dvynių U tipo žvaigždės. Novos ir kartotinės novos. Žvaigždžių spiečiai. Padrikieji žvaigždžių spiečiai. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai. Judantieji spiečiai. Žvaigždynai.
Patalpinta	2006-04-01
Parsisiuntė	1134
	Parsisiųsti132 KB

Išsamus aprašymas

Žvaigždės yra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementų priemaiša. Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metu vandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Reakcijų metu išsiskirianti energija palaiko žvaigždžių spinduliavimą.
Branduolinių reakcijų metu atsiradusi energija iš žvaigždžių gelmių skverbiasi į paviršių dviem būdais konvekcija ir spinduliavimu. Konvekcija yra įkaitusių medžiagų masių judėjimas į išorę, o vėsesnių masių slinkimas centro link. Energija sklindanti antruoju būdu, medžiagos atomai sugeria iš žvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius spindulius, po to vėl juos išspinduliuoja. Žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra 1500-50000 K, o jų centrų - 10- 100 mln.K.
Žvaigždės spektras vaivorykštės pavidalo juostelė - gaunama spektrografu išsklaidžius jos skleidžiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektre matyti įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos. Pagal paviršiaus temperatūrą žvaigždės skirstomos į O,B,A,F,G,K,M spektrines klases. Karščiausios yra O spektrinės klasės, vėsiausios - M spektrinės klasės žvaigždės.
Maždaug pusę Saulės aplinkoje esančių žvaigždžių yra dvinarių arba daugianarių sistemų nariai. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, o daugianarę nuo 3-7 žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būna fizinės ir optinės. Fizinių nariai skrieja apie bendrą masės centrą , optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokių gravitacinių ryšių ir matomi greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Fizinės dvinarės arba daugianarės žvaigždės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, užtemdomąsias, astrometrines.
Žvaigždžių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį Keplerio dėsnį, tik reikia žinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą. Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigždžių masė lygi 50Mo, o vėsiausių - 0.1Mo, supermilžinių - nuo 10Mo iki 50Mo.
Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis Stefano or bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios - baltosios nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.
Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jų spektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamos normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų elementų - deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies ir kitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių. Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar net šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų Žvaigždžių atmosferose sunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulės atmosferoje.
Žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta, vadinamos kintamosiomis. Pagal priežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į užtemdomąsias ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį - į pulsuojančias ir sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniai periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys, temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės: cefeidės, virginidės, lyridės ir kitos. sproginėjančių žvaigždžių spindesys per labai trumpą laiką padidėja daugybę kartų: novų - nuo 9 iki 19 ryškių, supernovų - daugiau negu 20 ryškių. Staiga sužibusių novų spindesys po to mažėja laipsniškai kelerius metus, kol pasiekia pradinį. Sprogusios supernovos vietoje lieka maža neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė.
Saulė - vidutinio dydžio ir vidutinės masės pagrindinės sekos G2 spektrinės klasės žvaigždė. Jos centre yra šerdis, kurioje vyksta branduolinės reakcijos ir išsiskiria energija. Šerdį supa 3 sluoksniai: pirmuoju - energija pernešama į išorę spinduliais, antruoju - dujų konvekcija, o trečiasis sluoksnis - atmosfera, kurią galima suskirstyti į fotosferą, chromosferą ir vainiką.
Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reiškiniai, susiję su jos aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešėlio. Dažniausiai jos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiai šviesūs dariniai - žibintai, o virš jų, chromosferoje, - flokulai, protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyje matomos į vainiką besiveržiančios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka keletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes, magnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvūniją, augmeniją, žmones.

Žvaigždžių evoliucija
XX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama (Raktas), t. y. evoliucijos pradžioje jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje — raudonos ir silpnos. Pagal šią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms ir dulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jo gelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi M spektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kol pasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virsta blyškia M nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.
Saulės masės žvaigždės evoliucija
Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros gan įtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosios milžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos, išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos stadijų. Žinant, kad žvaigždės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš kosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masės žvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožas yra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių geriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas.

Raktiniai žodžiai

• zvaigzdes ir zvaigzdynai
• zvaigzdynai
• žvaigždynai