Astonomija nuo a iki z

Mokslinis darbas

Visata toks didžiulis ir neaprėbiamas dydis. Vienoje iš visatos daliųgyvename ir mes, bet tai tik maža dalelytė to visko kas yra paslėpta ten,tamsoje. Tai Į vairut įvairiausi dangaus kūnai galaktikos, sistemos,niautroninės žvaigždės, super novos, ūkai, juodosios skylės,intromagnetinės sferos. Daugybė įdomių ir nežinomų dalykų slypi kosmose taiir norečiau juos apibrėžti ir detaliau išnagrinėti. Astronomija – mokslastiriantis Visatos kūnų ir jų sistemų sandarą, judėjimą, susidarymą, raidą,Visatos medžiagos fizikinę būseną ir cheminę sudėtį. Žvaigždynas – taižvaigždžių grupė su jai priklausančia erdvės dalimi. (88). Žv spindesiomatas – ryškis(m). Ryškiausios 1 silpniausios 6. Tarp 2 vienetų ryškioskirtumas 2.5. spindesys (L). dangaus sfera – įsivaizduojama neribotospindulio sfera.Vertikali linija einanti per stebėtoją, kerta dangaus sferąvirš galvos esančiame zenito taške. Diametraliai priešingas zenitui yranadyras. Plokštuma statmena linijai ir liečianti žemės paviršių stebėtojovietoje tai horizonto plokštuma, o jos susikirtimo su dangaus sfera linija– horizontas. Jis d sferą dalija į regimąją (virš) ir neregimąją (žemiau).Plokkštuma, einanti per stebėtoją, pietų ir šiaurės taškus, zenitą irnadyrą – dangaus dienovidinio plokštuma. Jos susikirtimo su dangaus sferalinija – dienovidinis. Dienov ir horiz ploktumų susikirtimo linija –vidurdienio linija. Pusapskritimis einantis per zenitą, šviesulį ir nadyrą– šviesulio vertikalis. D sfera su visais šviesuliais sukasi apie dangausašį, kertančią Dsferą 2 taškuose (šiaurės ir pietų ašigaliai). Didysisapskritimas kurio plokštuma yra statmena d ašiai, eina per stebėtojąvadinamas dangaus pusiauju.(ekvatorius). Dsferos apskritimas, kurioplokštuma yra lygiagreti dpusiaujo plokštumai vadinamas šviesulio dangauslygiagrete (paralele). Horizontinės koordinatės aukštis ir azimutas.Aukštis h vertikalo lanko ilgis laipsniais tarp horizonto ir šviesulio.Matas laipsniai 0±90. Vietoj aukščio vartojamas zenitinis nuotolis z=90-h.azimutas nurodo jo vertikalo padėtį, horizonto lankas nuo pietų taško ikišviesulio vertikalo ir horiznto susikirtimo taško einant vakarų kryptiminuo 0iki360. Šviesulio deklinacija d yra jo kampinis nuotolis nuo dangauspusiaujo. Į šiaurę +, pietus – (+90-90) rektasencija a lankas matuojamasišilgai dangaus pusiaujo nuo pavasario lygiadienio taško iki šviesuliodeklinacijos pusapskritimio.

1. Visata 2. Visatos teorija 3. Ūkai 4. Žvaigždynai 5. Kas yra žvaidždės 6. Galaktikos 7. Saulės sistema 8. Planetos 9. Supernovos 10. Juodosios skylės 11. Kitokia gyvybės forma kosmose (teorinės žinios)

Pradėsime nagrinėti apstrakčiai įvardijama „Visatą“. Kas tai? Iš kur jiatsirado? Kas jos centre? Kas ją sudaro? Kaip viskas vyksta? Į šuos irkitus klausimus netrukus ir atsakysime.

Visatos evoliucija

Visatos evoliucijoje skiriami keli etapai, kurie skiriasi medžiagos ir jėgųlaukų struktūra ir vykstančiais fiziniais procesais. Laikotarpis priešDidįjį sprogimą vadinamas singuliarumu; išvertus tai reiškia taškinėbūsena. Tada Visata tarsi neturėjo jokių matmenų ir tilpo begalinio tankiotaške. Singuliarumo būsenoje jokie fizikos dėsniai negalioja, todėl apie jąnieko nežinome. Singuliarumas tęsėsi nuo laiko t=0 iki t=10-43 sekundės.Pradedant t=10-43 s, Visatos raidoje skiriama 5 etapai:

planko era, hadronų era, leptonų era, spinduliavimo era ir medžiagos era.Planko era prasidėjo nuo 10-43 s po Didžiojo sprogimo ir tęsėsi iki 10-7 s.Iki Planko eros visi žinomi laukai – gravitacinis, elektromagnetinis,stiprusis ir silpnasis buvo susijungę į vieningą lauką. Planko erospradžioje pirmiausia atsiskyrė gravitacinis laukas ir susidarė to laukokvantai – gravitonai. Po to, kai laikrodis rodė 10-31 s, o temperatūra buvo1028 K, atsiskyrė stiprusis laukas ir susidarė sunkiųjų elementariųjųdalelių plytos – 6 rūšių kvarkai ir antikvarkai bei jų sąveikos kvantai –gliuonai. Kai laikas buvo 10-10 s, atsiskyrė silpnasis ir elektromagnetinislaukai, ir susidarė lengvosios elementariosios dalelės – leptonai(elektronai, miuonai, tauonai ir 3 rūšių neutrinai) ir antileptonai, jųsąveikos kvantai, taip pat elektromagnetinio lauko kvantai – fotonai.Materijos tankis per šį laiką sumažėjo nuo 1093 iki 1024 g/cm3, otemperatūra – nuo 1032 iki 1015 K.Nuo 10-7 s po Didžiojo sprogimo prasidėjo hadronų era ir truko iki 10-4 s.Tuo laiku Visatoje iš kvarkų susidarė hadroninės dalelės, t.y. protonai,antiprotonai, neutronai, antineutronai ir šiek tiek hiperonų ir mezonų.Kartu buvo daugybė fotonų ir leptonų. Materijos tankis per hadronų erąsumažėjo nuo 1024 iki 1014 g/cm3, temperatūra – nuo 1015 iki 1012 K.Po hadronų eros prasidėjo leptonų era, kuri truko nuo 10-4 iki 10 s poDidžiojo sprogimo. Hadronai, susidūrę su antihadronais, anihiliavosi, betdėl nedidelio hadronų skaičiaus pertekliaus dalis jų išliko ir vėliausudarė dabartinės Visatos medžiagą. Jeigu hadronų būtų buvę tiksliai tiek,kiek antihadronų, tai dabar pasaulis būtų praktiškai “tuščias”. Visatojevyravo leptoninės dalelės – elektronai, pozitronai, miuonai ir trijų rūšiųneutrinai, jų antidalelės, taip pat fotonai. Protonų ir neutronų buvo apiemilijardą kartų mažiau negu leptonų. Materijos tankis krito nuo 1014 iki104 g/cm3, temperatūra – nuo 1012 iki 3 mlrd. K.Po leptonų eros prasidėjo spinduliavimo era, kuri truko nuo 10 sekundžiųiki 300000 metų po Didžiojo sprogimo. Materijos tankis sumažėjo nuo 104g/cm3 iki 10-20 g/cm3, temperatūra – nuo 3 mlrd. iki 3000 – 4000 K. Erospradžioje dėl anihiliacijos staigiai sumažėjo elektronų ir pozitronų.Kadangi elektronų buvo šiek tiek daugiau, jų dalis išliko ir jie vėliau suprotonais ir neutronais sudarė atomus. Bet tai įvyko gerokai vėliau, jaumedžiagos eroje. Per pirmas 3 minutes iš protonų ir neutronų susidarėsunkiojo vandenilio – deuterio branduoliai deutronai ir helio branduoliaihelionai. Šios branduolinės reakcijos nulėmė ikižvaigždinės medžiagoscheminę sudėtį: 75% vandenilio (H1), 25% helio (He4) ir truputėlis deuterio(D2), helio izotopo He3 ir berilio izotopo Be7. Vandenilio izotopas tritis(T3) neišliko, nes jo branduoliai (tritonai) yra radioaktyvūs.

Iki 300000 m. po Didžiojo sprogimo Visata buvo užpildyta plazmos, o ji yraneskaidri fotonams, t.y. šviesai. Laisvieji elektronai sklaido fotonus iriškraipo jų kelius. Kai tik temperatūra nukrito iki 3000 K, protonai ėmė“gaudyti” elektronus, sudarydami vandenilio atomus. Panašiai helionai,užgrobę du elektronus, virto helio atomais. Taip 300000 m. po Didžiojosprogimo Visata staiga praskaidrėjo ir prasidėjo medžiagos era, kuritęsiasi iki šiol.Visatos teotijaOlandų astronomas V. de Siteris keliai metais anksčiau negu Hablisstebėjimais įrodė, kad visata plečiasi. Netrukus rusų matematikas A.Fridmanas atrado daugelį Einšteino lygčių sprendinių, rodančių, kaip laikuibėgant kinta visatos spindulys ir vidutinis tankis.

Parenkant lygčių parametrus, teoriniai modeliai apibūdina arba neribotaibesiplečiančią, arba besitraukiančią kolapsuojančią visatą.

1946 m. Dž. Gamovas iškėlė hipotezę, pagal kurią pradinės būsenos visatostemperatūra buvo nepaprastai aukšta. Gamova taip pat teigė, kad pirmosiomisvisatos plėtimosi minutėmis iš pirmykščio vandenilio susidarė paprasčiausiir labiausiai visatoje paplitę cheminiai elementai.

Laiko pradžios problema paskatino F. Hoilį ir T. Goldą 1948 m. paskelbti,kad visata niekada neturėjo pradžios. Tai reiškia, kad visatoje nuolatsusidaro vandenilio atomai, iš jų žvaigždės ir galaktokos formuojasi tokiutempu, kad kompensuotų galaktikas dėl visatos plėtimosi išnykstančias išregėjimo lauko. Pokario laikotarpiu radijo bangomis tiriant tolimas visatossritis, kilo karštos diskusijos, kuris – nuostoviosios arevoliucionuojančios – visatos modelis geriau atitinka stebėjimų rezultatas.Šiek tiek apie visatą. Dabar pradėsime nagrinėti askiras visatos dalis irreiškinius, kurie vyksta aplinkui mus. Tai Galaktikų susidarymas iš ūkų,kurie nuolat atsiveria ir jų daugėja. Juodosios skylės kas tai? Milžiniškigama spindulių spiečiai „ryjantys“ šviesą ar transporto priemonė keliautivisatoje? Tai pat išsiaiškinsime kas tos galaktikos ir kiek jų yra, bei kasjas sudaro. Taigi pradedame savo kelionė po visatą.Infliacinės Visatos evoliucijos teorija sako, kad ji turi būti plokščia.Prieš keletą metų tiriant Ia tipo supernovas vienareikšmiško atsakymo į tainebuvo gauta, o kai kurios išvados (tai, kad Visata plėčiasi su pagreičiu)netgi prieštaravo infliacinei teorijai. Dabar naujieji BOOMERanG duomenysdalinai paremia šią teoriją.

Jei Visata iš tikrųjų plokščia (erdvei galioja euklidinė geometrija), taijos tankis yra lygus vadinamąjam kritiniam materijos tankiui. Anot kaikurių tyrinėtojų, paprasta barioninė materija gali sudaryti tik 5% kritiniotankio ir netgi sudėjus su nebarionine “nematomąja medžiaga”, kurios,manoma, yra galaktikų spiečiuose, susidarys ne daugiau kaip 1/3 kritiniotankio. Likusi dalis turi būti kažkokia kita, kol kas nežinoma, medžiagosforma.Galaktiniai ūkai

Tarpžvaigždiniai ūkai (kosminiai debesys) yra įvairūs ir nepaprastaisvarbūs šiuolaikinės astronomijos tyrimo objektai. Kai kurie jų matomiįvairiose dangaus vietose kaip šviesios dėmelės, panašios į švytinčiąmiglą.

Ūkų katalogai

Per daugelį metų astronomai sudarė keletą ūkų katalogų. Vieną žymiausiųkatalogų 1781 m. paskelbė prancūzų astronomas Šarlis Mesjė (Mesier) (1730-1817). {domu tai, kad Mesjė visiškai nesidomėjo ūkais – jis buvo kometų“medžiotojas” ir katalogą sudarė tam, kad miglotų objektų nesupainiotų suatrandamomis naujomis kometomis. XIX a. pabaigoje išsamų katalogą sudarėdanų astronomas Johanas Drejeris (1852-1926), remdamasis Viljamo Heršelio(1738-1822) ir jo sūnaus Džono (1792-1871) stebėjimais. Tai “Naujasisbendrasis katalogas”, sutrumpintai vadinamas NGC (New General Catalogue).Dabar ūkams žymėti naudojami NGC ir M (Mesjė) katalogų numeriai.Mesjė savokataloge pažymėjo visus miglotus objektus, pradedant žvaigždžių spiečiais,dujų ūkais ir baigiant Andromedos ūku (M 31) ir kitomis į jį panašiomissistemomis, kurios, kaip žinia, yra galaktikos. Norėdami išvengtipainiavos, astronomai susitarė ūkais vadinti tik dujų ir dulkiųdebesis.Galaktiniai ūkai yra dviejų pagrindinių tipų: emisiniai iratspindžio. Ir vieni, ir kiti stebimi ne tik mūsiškėje Paukščių Tako, betir kitose galaktikose. Vadinamasis Tarantulo ūkas yra Didžiajame MagelanoDebesyje ir žymimas Aukso Žuvies 30, arba NGC 2070 (Drejerio kataloge). Jisdaug didesnis už Oriono ūką M 42, geriausiai žinomą iš visų mūsų Galaktikosūkų. Visų ūką pagrindinis sandas yra vandenilis – labiausiai paplitęsvisatoje cheminis elementas. Be to, ūkuose yra daug dulkių, kurios sugeriažvaigždžių šviesą. Kai kuriuose ūkuose slypi objektai, kurių pamatytineįmanoma, bet galima nufotografuoti jų skleidžiamus infraraudonuosiusspindulius. Toks yra, pavyzdžiui, Beklino objektas Oriono ūke. Tai galibūti nepaprastai spindulinga žvaigždė, visiškai pasislėpusi nuo mūsų.Ūkaiyra milžiniški, bet medžiaga, iš kurios jie sudaryti, labai reta.Tarpžvaigždinės dujos milijonus kartų retesnės už orą, kuriuo kvėpuojame.Apskaičiuota, kad medžiaga, esanti Oriono ūko 2,5 cm skersmens stulpelyje,svertų ne daugiau kaip viena maža moneta.

Ūkų švytėjimas

Ūkus švytėti priverčia žvaigždės, spindinčios netoliese arba skendinčiosūkuose. Jei žvaigždės labai karštos, spinduliuodamos jos sužadina ūkovandenilio dujas, kurios pačios ima švytėti. Kadaise manyta, kad kai kuriosūkų spektruose matomos linijos atsiranda todėl, kad spinduliuoja darnežinomų cheminių elementų atomai, bet vėliau paaiškėjo, jog jos priklausožinomiems elementams, tokiems kaip deguonis, tik esantiems labaineįprastose sąlygose. Jei žvaigždės nelabai karštos, ūkas tik atspindišviesą. Kai ūko kaimynystėje žvaigždžių nėra, jis visai nešviečia. Ūkasbūna tamsus ir pastebimas tik dėl to, kad sulaiko anapus jo esančiųžvaigždžių šviesą. Pro nedidelius teleskopus matomi įvairūs galaktiniaiūkai, tiktai tokių gražių spalvų, kokios yra pateiktose nuotraukose, akimiįžiūrėti neįmanoma. Tikrosios ūkų spalvos tokios ir yra, bet jie šviečiataip blyškiai, kad akis nepajėgia skirti spalvų.Valteris Badė (1893-1960) pasiūlė išskirti dvi mūsų Galaktikos (taip pat irkitų galaktikų) sritis: I ir II populiacijas. I populiacija – tai sritis,kur daug tarpžvaigždinės medžiagos, o ryškiausios žvaigždės karštos irbaltos. II populiacijos srityse tarpžvaigždinės medžiagos beveik nėra – jąsunaudoja susidarančios žvaigždės; ryškiausios žvaigždės čia yraraudonosios milžinės. Jos yra smarkiai evoliucionavusios, taigi IIpopuliacija, atrodo, sena. Dujų debesys yra I populiacijos objektai, irjuose esančios žvaigždės yra jaunos.

Žvaigždžių susidarymas

Žvaigždės susidaro iš besitraukiančios ir tankėjančios tarpžvaigždinėsmedžiagos – ūkų, tokių, kaip Oriono, Lagūnos, Trilypis. Žvaigždės susidaroir kitur, pavyzdžiui, Didžiajame Magelano Debesyje ar spiraliniameAndromedos ūke. Tamsios ūkų dėmelės, vadinamosios globulės, veikiausiai yražvaigždžjų užuomazgos.Ūkuose gausu žvaigždžių, kurių spindesys kinta. Jos vadinamos Tauro T tipokintamosiomis ir turbūt yra ankstyvųjų evoliucijos stadijų žvaigždės, dartebesitraukiančios ir artėjančios prie pagrindinės sekos. Stebėta, kaip per

kelis metus padidėja kai kurių žvaigždžių šviesis; matyt taip yra todėl,kad žvaigždės numeta jas gaubusius pirminius dulkių apvalkalus. Viena tokių- Oriono FU (Oriono ūke); ji pašviesėjo 1936 m. ir yra viena jauniausiųžinomų žvaigždžių.Nuo ūkų iki pulsarų

Palyginti neseniai astronomai dar nežinojo, kuo skiriasi įvairių tipų ūkai.Pažvelgus į Omegos ūką Šaulio žvaigždyne, o po to į Krabo ūką Taurožvaigždyne, atrodo, kad jie labai panašūs; iš tikrųjų šie ūkai yradiametraliai priešingų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Omega – difuzinisūkas, kuriame iš tarpžvaigždinės medžiagos susidaro žvaigždės. Krabo ūkasyra supernovos sprogimo liekana; jo centre slypi pulsaras – kolapsavusilabai tanki žvaigždė.

Ūkai: ankstyvoji stadija

Su jauna Tauro T žvaigžde, kurios spindesys kinta netaisyklingai, susijęsįdomus ūkas; ši žvaigždė dar tik artėja prie pagrindinės sekos. Oką 1852 m.atrado anglų astronomas mėgėjas Dž. R. Hindas, kuris 17,8 cm skersmensrefraktoriumi ieškojo asteroidų ir prabėgom pastebėjo nedidelį ūką tiesTauro T žvaigžde. Po 9 metų ūkas išnyko. Vėliau buvo matomas tik prodidelius teleskopus. Oficialiai jis žymimas NGC 1554. Dabar ūkas toli gražune toks įspūdingas, koks buvo atradimo metu. Be to, Tauro T žvaigždė nėratokia karšta, kad galėtų sužadinti ūko dujas ir priversti jas švytėti. Jiyra infraraudonųjų spindulių šaltinis, ir, be abejonės, susijusi su gretimoūko medžiaga, iš kurios pati susidarė. Žinoma ir daugiau kintamųjų ūkų,susijusių su jaunomis žvaigždėmis, pavyzdžiui, Vienaragio R (netoli Oriono)arba Pietų Vainiko R (Pietų pusrutulio danguje).Taigi yra ūkų, susijusių su besiformuojančiomis žvaigždėmis. Tokie yra irįprasti galaktiniai dujų ūkai, pavyzdžiui, M 42 Orione. Giliai šio ūkogelmėse slypi Beklino objektas – stiprus infraraudonųjų spindulių šaltinis;nuo Žemės stebėtojo akių jį slepia ūko medžiaga. Tai gali būti arba labaijauna žvaigždė, arba labai spindulingas objektas, šviesumu prilygstantismilijonui saulių. Deja, šito sužinoti neįmanoma, kadangi ūko uždangąįveikia ir Žeme pasiekia tik infraraudonasis šio objekto spinduliavimas.Kaip bebūtų, ūke susidaro žvaigždės.A. Blauvas ir V. V. Morganas (JAV) tyrė 0 spektrinės klasės žvaigždę VežėjoAE, skriejančią dideliu (130 km/s) greičiu. Ji atrodo silpna tik mtodėl,kad yra labai toli nuo mūsų. Iš tikrųjų tai šviesi jauna žvaigždė.Ekstrapoliuojant jos judėjimą praeityje, nustatyta, kad prieš 2,5 mln. metųji buvo Oriono ūko rajone. Į priešingą pusę panašiu greičiu juda kita 0klasės žvaigždė-Balandžio Miu (u. Col), maždaug tiek pat nutolusi nuoOriono ūko. Spėjama, kad šias žvaigždes iš jų susidarymo vietos išsviedėkažkoks gigantiškas trikdymas.

Planetiškieji ūkai

Kiti ūkai yra vėlyvų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Vieni tokių yra pla-netiškieji ūkai, kurie atrodo kaip maži, blausiai šviečiantys diskai arbažiedai, panašūs į planetų žiedus. Planetiškieji ūkai yra dujiniai, betneturi bendro nei su planetomis, nei su difuziniais ūkais; populiarus jųpavadinimas vargu ar gali būti labiau nevykęs. Geriausiai žinomas Žiedoūkas M 57 Lyros žvaigždyne, atrastas 1779 m. Tai apskritas labai retų dujųburbulas, kurio centre spindi žvaigždės. Žiūrint iš šono, kraštuose matomadaugiau švytinčios medžiagos negu centre, užtat ūkas atrodo panašus įžiedą. M 57 skersmuo – maždaug šviesmetis; jį sudaro dujos, milijonus kartųretesnės už orą jūros lygyje. Kai kurie planetiškieji ūkai yra didesni;pavyzdžiui, NGC 7293 Vandenio žvaigždyne yra dukart didesnis už M 57. Yraasimetrinių planetiškųjų ūkų, kaip antai, Pelėdos ūkas M 97 DidžiųjųGrįžulo Ratų žvaigždyne, Hantelio ūkas M 27 Laputės žvaigždyne.Planetiškieji ūkai plečiasi, ir jų amžius negali viršyti keliasdešimttūkstančių metų. Nustatyta, kad senai žvaigždei numetus dujų apvalkalą,medžiaga negali švytėti ilgiau kaip 100 000 metų. Pagal vieną hipotezių,planetiškieji ūkai atsiranda, raudonajai milžinei numetus išoriniussluoksnius; taigi planetiškųjų ūkų centre spindinčios žvaigždės yraapnuoginti senų raudonųjų milžinių branduoliai. Jos labai karštos –paviršiaus temperatūra apie 50 000 laipsnių. Šių žvaigždžių branduoliniokuro atsargos išeikvotos. Teorija, teigianti, jog ūkas atsiranda žvaigždeinubloškus apvalkalą, gerai dera su spėjama evoliucijos seka, nors taianaiptol nereiškia, kad kiekviena žvaigždė evoliucijos pabaigoje nusimetaplanetiškąjj ūką.

ŽvaigždėsŽvaigždės — tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmosrutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųcheminių elementų priemaiša. (Plazma (gr. plasma — lipdinys, darinys)vadinamos jonizuotos dujos, kuriose įvairiarūšių elektringųjų daleliųkoncentracija yra vienoda, todėl sistema beveik neutrali.) Žvaigždėsskleidžia elektromagnetines bangas (šviesos, ultravioletinius, Rentgeno beiinfraraudonuosius spindulius) ir elektringąsias daleles (protonus beielektronus). Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metuvandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Ji ir palaikožvaigždžių spinduliavimą.

Žvaigždės yra įvairaus dydžio: jų skersmuo gali būti nuo kelių šimtųjų ikišimtų Saulės masių, o masė — nuo kelių dešimtųjų iki keleto dešimčių Saulėsmasių (Saulė yra vidutinio dydžio žvaigždė). Žvaigždės susidarė ne tikformuojantis galaktikoms, bet ir vėliau – jos įsižiebia netgi mūsų laikais,kai tik didžiuliame kosminiame dujų ir dulkių debesyje dėl smūginės bangosar kitų priežasčių susidaro maždaug kelių šviesos mėnesių skersmenssutankėjimas ir jo traukos jėga pasidaro pakankama aplinkinių daleliųchaotiškam judėjimui įveikti. Didėjant sutankėjimo masei, jis vis stipriautraukia ir apima vis didesnę debesies dalį. Antra vertus, besitraukiantiskamuolys vis greičiau sukasi, nublokšdamas nuo savęs kai kurias lėtaikrintančias daleles atgal į erdvę. Susispausdama medžiaga įkaista, ypačcentrinė besiformuojančios žvaigždės (prožvaigždės) dalis, iš jos laikasnuo laiko išsiveržia ugnies pliūpsniai. Kosminis Hablo teleskopas įgalino1995 m. pirmą kartą tiesiogiai pamatyti paslaptingą žvaigždžių gimimą.Žvaigždžių embrionai regimųjų spindulių dar neskleidžia, užtat labairyškiai matyti minėtieji plazmos srautai, taip pat debesų kraštai,apšviesti aplinkinių žvaigždžių. Prožvaigždė tampa tikra žvaigžde, kaitemperatūra jos centre pasiekia maždaug 3 milijonus laipsnių ir įsidegabranduolinė vandenilio virtimo heliu reakcija. Saulės masės žvaigždėsusiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Jei prožvaigždės masė mažesnėnegu 0,08 Saulės masės, tai jai traukiantis nesusidaro reikiama temperatūrair žvaigždė neįsidega – tokia nepavykusi žvaigždė yra vadinama rudąjanykštuke.

XX a. pradžioje atradus branduolines reakcijas, fizikai iš karto suprato,kad būtent jos gali būti tas mįslingas žvaigždžių energijos šaltinis,neišsenkantis milijardus metų. Kosminiai debesys, iš kurių formuojasižvaigždės, sudaryti didžiąja dalimi iš vandenilio. Deja, vandenilio virtimoheliu reakcija gali prasidėti tik suartėjus vandenilio branduoliams ikilabai mažo atstumo. Betgi vandenilio branduoliai – protonai, turintysvienodą elektros krūvį, labai stipriai stumiasi vienas nuo kito, tad šireakcija turėtų prasidėti tik nepaprastai aukštoje – milijardų laipsnių –temperatūroje, iki kurios prožvaigždė įkaisti negali. Tik apie 1930 m. buvosuprasta, kad protonai, kaip mikrodalelės, sugeba suartėti, tarsipraeidamos tuneliu elektrinį barjerą. Tad žvaigždei užsidegti pakankagerokai mažesnės temperatūros. Suartėję du vandenilio branduoliai virstasunkiojo vandenilio – deuterio branduoliu, be to, atsiranda pozitronas irneutrinas. Susidaręs deuteris jungiasi su vandeniliu į helio izotopą,išspinduliuodamas gama spindulių kvantą. O du tokie helio branduoliaipagamina sunkesnį helio izotopą. Vykstant šiai reakcijų grandinėlei, keturivandenilio branduoliai virsta vienu helio branduoliu ir išsiskiria ganadidelis kiekis (27 MeV) energijos. Kai žvaigždėje yra anglies priemaišų,kurios veikia kaip katalizatorius, vyksta šiek tiek kitokia reakcijųgrandinėlė.

Helio branduoliai turi dvigubai didesnį elektros krūvį negu protonai, todėlheliui virsti sunkesniais elementais reikalinga dar aukštesnė – šimtomilijonų laipsnių – temperatūra. Ji susidaro po to, kai žvaigždės centrebaigiasi vandenilio degimo reakcijos ir, vėstančiai plazmai neįstengiantatsverti gravitacijos jėgų, žvaigždė ima vėl trauktis į centrą. Tada duhelio branduoliai jungiasi į nestabilų berilio branduolį, o šis priešsuskildamas kartais suspėja prisijungti dar vieną helio branduolį, irsusidaro anglis. Taip palaipsniui žvaigždėse, esant pakankamaitemperatūrai, vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, tačiau išskiriamosenergijos kiekis mažėja, didėjant nukleonų skaičiui branduoliuose.Sunkesnių už geležį elementų sintezei jau reikalinga papildoma energija,tad toks jungimasis nebegali būti žvaigždžių energijos šaltinis.

Žvaigždės raida priklauso nuo jos masės – kuo ji didesnė, tuo aukštesnėtemperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinėsreakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija. Be to,skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažosir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi.

Žmogus, tarsi vienadienė peteliškė, mato tik akimirką žvaigždės raidoje.Laimė, Galaktikoje yra labai daug įvairaus amžiaus žvaigždžių. Antravertus. bendrus žvaigždžių bruožus, jų raidą gerai aprašo palygintipaprasti modeliai (juk žvaigždė – gana vienalytis plazmos kamuolys), tadyra sukurti patikimi žvaigždžių evoliucijos scenarijai.

Žvaigždės pagrindinės charakteristikos yra jos paviršiaus temperatūra,nustatoma iš žvaigždės spalvos, ir šviesis – energija, kurią žvaigždėišspinduliuoja per l sekundę (kadangi žvaigždės yra įvairiais atstumaisnutolusios nuo Saulės, tai norint nustatyti šviesį, reikia išmatuoti ne tikstebimą žvaigždės ryškį (spindesį), bet ir atstumą ligi jos). Tos dvižvaigždžių charakteristikos įgalina sudaryti pačią žinomiausiąastronomijoje – Hercšprungo (Hertzsprung) ir Raselo (Russell) diagramą,pavadintą jos autorių vardais (dažnai sutrumpintai vadinamą HR diagrama).Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku toje diagramoje, opanašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškaiišsidėsto išilgai kreivės, pavaizduotos punktyru. Tai pagrindinė žvaigždžiųseka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždės bei vėlyvųjųstadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jostaškas atsiduria toje kreivėje (tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė,taigi ir jos temperatūra). Vėliau, vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vislabiau įsidega, kyla jos temperatūra ir didėja šviesis, tad žvaigždė išlėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galimatirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų evoliuciją. Panagrinėkime Saulėsraidą (ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei). Saulė įsidegė prieš4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke.Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dartoli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulėsevoliucija išilgai pagrindinės sekos. Baigiantis vandenilio jungimosireakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis (nes degimo produktų slėgisnebeatsveria traukos jėgų), o medžiagai susi-spaudžiant, jos temperatūrapakyla. Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis – helio sintezėsreakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima plėstis, jos šviesisstiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje įviršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelisšimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.

Taigi kada nors ateityje Saulė gerokai išsiplės ir spinduliuos daugiauenergijos: iš pradžių ji sudegins Merkurijų, dar vėliau, jai išsiplėtusbeveik ligi Žemės orbitos, mūsų planeta irgi užvirs, išgaruos, o joslikučiai nukris į Saulę. Ši liūdna prognozė visai pagrįsta, laimė, taiįvyks dar labai negreit. Žvaigždės šerdžiai labai įkaitus, staiga – galingužybsniu – prasideda helio jungimosi reakcija. Žybsniai vyksta ir vėliau,nes ta reakcija nėra stabili -jos sparta labai priklauso nuo temperatūros.Taigi žvaigždė išgyvena neramų kelių milijonų metų periodą, jos dydis darišauga. Helio jungimosi reakcijai priartėjus prie žvaigždės paviršiaus, josšviesis dėl reakcijos nestabilumų ir kitų priežasčių pradeda pulsuoti –žvaigždė kurį laiką tampa kintamąja žvaigžde. Galų gale išoriniai žvaigždės

sluoksniai neatlaiko galingo jos spindulių veikimo ir išsilaksto į visaspuses, sudarydami burbulo pavidalo ūką aplink žvaigždę. Likusioji žvaigždėsdalis, palaipsniui gęstant branduolinėms reakcijoms, virsta iš pradžiųbaltąja, o po to juodąja nykštuke. Panašiai, bet žymiai greičiauevoliucionuoja žvaigždės, kurių masė keletą kartų didesnė už Saulės masę.Jeigu prožvaigždės masė viršija šimtą Saulės masių, tai jos centras labaigreitai ir smarkiai susispaudžia bei įkaista, vandenilio jungimosi reakcijaprasideda taip audringai, kad žvaigždė susprogsta ir išsilaksto į šalis.Jei prožvaigždės masė yra mažiau nei šimtas, bet daugiau nei 8-10 Saulėsmasių, jos irgi laukia katastrofa bei ypatingas likimas. Tokia žvaigždėgana greitai evoliucionuoja į supermilžinę su geležine šerdimi, kuriojenebevyksta jokios termobranduolinės reakcijos. Kai tokios šerdies masėpasidaro lygi maždaug 1,5 Saulės masės, jos traukos jėga taip sustiprėja,kad jai nebegali atsispirti elektrinės jėgos tarp dalelių: protonaisusijungia su elektronais ir virsta neutronais. Centrinė žvaigždės dalisper sekundę virsta didžiuliu, labai tankiu atomo branduoliu – neutronųkamuoliu. Toks staigus medžiagos susitraukimas, arba kolapsas, sukelianepaprastai galingą smūginę bangą. Žvaigždė sprogsta, jos didžioji dalisišsilaksto į visas puses 5000-10 000 km/s greičiais. Jei tai įvyksta mūsųGalaktikoje, danguje staiga sužimba nauja labai ryški žvaigždė, nes tuometu ji spinduliuoja maždaug tiek pat energijos kiek milijardas saulių.Tokia sprogusi žvaigždė vadinama supernova. Istoriniais laikais tai yraįvykę keletą kartų. Antai kinų metraščiai 1054 m. aprašė naujos žvaigždėsatsiradimą Tauro žvaigždyne. Ji buvo matoma netgi dienos metu plika akimi23 dienas. Palaipsniui toje vietoje atsirado Krabo ūkas – į visas pusesplintantis žvaigždės sprogimo debesis. O visai neseniai, 1987 m.,astronomai labai susidomėję stebėjo supernovą, sužibusią gretimojegalaktikoje – Didžiajame Magelano Debesyje.

Supernovos išsklaido žvaigždžių gelmėse susidariusius įvairius cheminiuselementus po kosminę erdvę ir tuo būdu praturtina jais tarpžvaigždinęmedžiagą, iš kurios formuojasi naujos žvaigždės. Visi mes esame sudaryti išsupernovų sprogimo produktų.

Ilgą laiką dauguma astronomų manė, kad grandiozinio žvaigždės sprogimo metuišsilaksto ir žvaigždės šerdis. Tačiau 1967 m. buvo aptikti pulsarai –žvaigždės, siunčiančios didelio dažnio reguliarius radijo signalus. Polabai atkaklių ir dramatiškų tyrinėjimų buvo nustatyta, kad tai yra labaigreitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninėsžvaigždės – supernovų branduoliai. Spinduliavimas sklinda iš neutroniniųžvaigždžių magnetinių polių vietų, ir, žvaigždei sukantis, jos spinduliųpluoštas, lyg sukamas prožektorius, periodiškai švytruoja po dangų. Šihipotezė visiškai pasitvirtino atradus pulsarą Krabo ūko centre.

Teoriškai nustatyta, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti maždaugtrijų Saulės masių. Jeigu po supernovos sprogimo lieka masyvesnis objektas,tai jis ir toliau traukiasi, ir jokios jėgos nebegali atsispirtimilžiniškai visuotinės traukos jėgai – žvaigždė virsta juodąja bedugne:nepaprastai masyvia ir tankia žvaigžde, iš kurių traukos lauko negalėtųištrūkti joks kūnas ir netgi spindulys. Juodasias bedugnės pagrindė 1917 m.vokiečių astrofizikas K. Švarcšildas (Schwarzschild), remdamasis ką tiksukurta bendrąja reliatyvumo teorija. K. Švarcšildas apskaičiavo, iki kokiodydžio turi susitraukti žvaigždė, kad ji virstų juodąja bedugne. Kuomažesnis žvaigždės radiusas, tuo stipresnis jos traukos laukas ir tuodidesnį greitį turi įgyti kūnas, kad įveiktų žvaigždės trauką. Saulei tasgreitis lygus 600 km/s (Žemei tai – antrasis kosminis greitis – 11,2 km/s).Iš neutroninės žvaigždės gali pasprukti tik dalelės, įgijusios milžinišką10000 km/s greitį. Kai, traukiantis žvaigždei, tas pabėgimo greitispadidėja ligi šviesos greičio, žvaigždė tampa neįveikiamais spąstais betkokiam kūnui ar elementariajai dalelei, taigi ir fotonui – susidaro juodojibedugnė. Tai įvyksta žvaigždės radiusui sumažėjus ligi vadinamojoŠvarcšildo radiuso, kuris Saulei lygus maždaug 3 km, t.y. ji virstų juodąjabedugne tik susitraukusi 1016 kartų! Laimė, tai mūsų Saulei negresia.

Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją, labai stiprus juodosios bedugnėstraukos laukas smarkiai iškreipia erdvę ir laiką, o įvykiai skirtingiemsstebėtojams atrodo visai kitaip. Hipotetiniam stebėtojui, kuris traukiasikartu su žvaigžde (ir išlieka nesuplėšytas gigantiškų jėgų), atrodo, kad irpasiekus gravitacinį radiusą, žvaigždės traukimasis vyksta toliau iržvaigždė virsta materialiu tašku (tiesa, kai atstumai labai maži, bendrojireliatyvumo teorija nustoja galioti, tad to stebėtojo galutinis likimasnėra aiškus). Tuo tarpu stebėtojui, tiriančiam žvaigždės kolapsą iš tolo,atrodo, kad žvaigždės traukimasis lėtėja artėjant prie gravitacinioradiuso, ir žvaigždė tarsi sustingsta, pasiekusi tą dydį.

Juodųjų bedugnių teoriją išplėtojo S. Hokingas (Hawking), vienas žymiausiųšių dienų teoretikų (nors jis jau daugiau kaip dvidešimt metų yra sunkiosligos prikaustytas prie invalido vežimėlio ir gali judinti tik kelis vienosrankos pirštus, kuriais valdo kompiuterį bei kalbos sintezatorių). S.Hokingas įrodė, kad juodosios bedugnės nėra absoliučiai juodos. Labaistipriame tokios bedugnės traukos lauke gali gimti dalelių ir antidaleliųporos, kai kurios iš jų, įgavusios didelius greičius, pasprunka išjuodosios bedugnės, nusinešdamos jos energijos. Be to, jei netoli tokiosbedugnės elementarioji dalelė virsta dviem dalelėmis, tai viena iš jų galibūti pagrobta bedugnės, o kita, atšokusi į kitą pusę, gali išvengtijuodosios bedugnės ir nuskrieti, spinduliuodama fotonus. Dėl to vienišosbedugnės energija, taigi ir jos masė, po truputį mažėja, šis keistasobjektas tarsi „garuoja“. Antra vertus, bedugnė pagrobia jos aplinkojeskriejančius reliktinius fotonus. Anot Hokingo teorijos, bedugnė „garuoja“tuo greičiau, kuo mažesnė jos masė, tad nedidelės masės juodosios bedugnės,galbūt susidariusios Didžiojo sprogimo metu, turėjo išnykti. Aptiktivienišą bedugnę pagal jos „garavimą“ ar traukos lauko veikimą nepaprastaisunku. Laimė, žvaigždės dažnai gimsta poromis, tik ne dvynukėmis, oskirtingos masės, tad jų evoliucija esti nevienoda. Masyvesnei žvaigždeibaigus savo evoliucijos kelią ir virtus juodąja bedugne, jos kaimynė visdar gali būti raudonoji milžinė. Šioji lengvai netenka savo medžiagos, kurikrinta į juodąją bedugnę ir sudaro akrecijos diską apie ją (be abejo,žymiai mažesnį ir retesnį, negu aplink bedugnes galaktikų centruose. Tokiąkeistą dvinarę sistemą galima atpažinti iš neįprasto jos spinduliavimo. Nuotų laikų, kai atsirado rentgeno astronomija, mokslininkus stebino labairyškus šių spindulių šaltinis Gulbės žvaigždyne, pavadintas Cyg X1. Jisbuvo sutapatintas su mėlynąja supermilžinę, kurios masė yra apie 20 Saulėsmasių. Tos žvaigždės spektro linijos periodiškai – kas 5-6 dienos –pasislenka į vieną ar j kitą pusę, ir tai liudija, kad ši žvaigždė sudarodvinarę sistemą su kita žvaigžde ir abi jos skrieja apie bendrą masiųcentrą. Antroji žvaigždė ir yra ryškus Rentgeno spindulių šaltinis, ogreitas jo intensyvumo kitimas reiškia, kad tas šaltinis yra labai mažas.Apskaičiuota jo masė prilygsta maždaug 10 Saulės masių, tad tai negali būtineutroninė žvaigždė (kurios masė neviršija 3 Saulės masių). Remiantistokiais samprotavimais daroma išvada, kad Cyg X1 nematomasis narys yrajuodoji bedugnė.

Taigi galimos ne tik supermasyvios juodosios bedugnės galaktikų centruose,bet ir kelių ar keliolikos Saulės masių bedugnės, kaip masyvių žvaigždžiųevoliucijos liekanos. Juodoji bedugnė praktiškai neturi stebimų savybių, jągalima aptikti tik iš likusio gravitacijos lauko. Tad juodųjų bedugnių,susidariusių sprogus supernovoms, paieškos butų ilgai užsitęsusios, jeigumaždaug pusė žvaigždžių nebūtų dvinarės ir net daugianarės žvaigždės.

Tokios žvaigždės susidaro iš pirminio debesies, kuriame yra ne vienas, okeli sutankėjimai. Tad susiformuoja dvi, o retkarčiais ir daugiau artimųžvaigždžių, besisukančių apie bendrą masės centrą. Viena iš jų gali taptijuodąja bedugne. O jeigu jos kaimynė yra gana arti ir lengvai netenka savomedžiagos, tai apie juodąją bedugnę susidaro krintančių dalelių verpetas.Pastarąjį, kaip ir aktyviųjų galaktikų branduolius, įmanoma pastebėti išneįprasto spinduliavimo.

Pirmuoju kandidatu į juodąsias bedugnes tapo labai stiprus Rentgenospindulių šaltinis Skorpiono žvaigždyne, vėliau buvo aptikta ir daugiaupanašių objektų. Astronomai labai atidžiai tyrė jų spinduliavimą įvairiomisbangomis, tikrino ir kitas hipotezes, tačiau daugelis kandidatų į juodąsiasbedugnes atlaikė visus patikrinimus. Todėl optimistai teigia, kad juodosiosbedugnės jau atrastos, o skeptikai dar palieka kelių procentų kitokiointerpretavimo galimybę.ŽvaigždynaiMes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankisartimas vidutiniam. Artimiausia mūsų kosminė kaimynė – Centauro Proksimayra toliau kaip už 4 šviesmečių; 10 šviesmečių spinduliu aplink Saulęžvaigždžių nedaug. Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių,kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yraSietynas (Plejadės), arba Septynios Seserys, Tauro žvaigždyne. Plika akimigalima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius.

Padrikieji žvaigždžių spiečiai

Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai.Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jienetaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių ištūkstančių žvaigždžių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių voskeliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškintiatsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliautePadrikieji spiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausiosžvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai,rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Kosminiu mastuSietynas – labai jauna žvaigždžių grupė. Kelios jo svarbiausios žvaigždėsgreitai sukasi, o viena jų – Plejonė – yra tokia nestabili, kad periodiškainumeta dalį savo medžiagos, iš kurios susidaro dujų apvalkalas arba žiedas.Šį žiedą, juosiantį Plejonę ties pusiauju, galima tirti tikspektroskopiniais metodais.Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas žvaigždžių spiečius- Hiados. Jožvaigždžių tankis mažesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, oerdvėje tarp žvaigždžių pasklidę kur kas mažiau medžiagos. Hiados ne tokiosįspūdingos kaip Sietynas, nes jas užgožia ryškus oranžinis Aldebaranas. Ištikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys – jis yra pusiaukelėje tarpmūsų ir Hiadų.Plika akimi taip pat matomas Prakartas, arba Ėdžios, Vėžio žvaigždyne irįspūdingas spiečius ties Kryžiaus Kapa (x Cru) Pietų pusrutulio danguje;šiame spiečiuje yra įvairių spalvų žvaigždžių, dėl to jis vadinamasBriliantų Dėžute. Netoli Kasiopėjos, primenančios apverstą M raide, Persėjožvaigždyne yra dvigubas padrikasis spiečius, vadinamas Kardo Rankena: abuspiečiai išsitenka teleskopo regėjimo lauke.Padrikieji spiečiai nėrastabilūs dariniai; mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turi juos suardyti.Nustatyta, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po tožvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsis-kiria dangaus fone. Vienasseniausių žinomų padrikųjų spiečių yra M 67 Vėžio žvaigždyne; jis matomaspro žiūronus ties Vėžio Alfa

(? Cnc); jam daugiau kaip 4 mlrd. metų, bet, būdamas toli nuo Galaktikosplokštumos, jis yra lėčiau negu kiti.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji. MūsųGalaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški dariniai, siejantys šimtustūkstančių žvaigždžių. Žiūrint iš Žemės, matoma, kad link spiečiaus centrožvaigždžių tankis didėja; čia jų tiek daug, kad sunku atskirti pavienesžvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra.Planetos, skriejančios apie kamuolinio spiečiaus žvaigžde, gyventojaimatytų neįprastą dangų, nusėtą tūkstančiais žvaigždžių, kurių daugelis būtųryškesnės už mūsų Sirijų, o kai kurios – gal net už Mėnulio pilnatį.Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie pastebimaitelkiasi apie Galaktikos centrą ir, žiūrint iš Žemės, daugiausia jų matomabūtent Galaktikos centro kryptimi. Atstumas iki kamuolinių spiečiųapskaičiuojamas pagal juose esančių Lyros RR tipo kintamųjų žvaigždžiųatstumą. Kadangi visos Lyros RR tipo kintamosios yra beveik vienodo šviesioir kinta bemaž tuo pačiu periodu, jų nuotolius nesunku apskaičiuoti. Šiuo

metodu JAV astronomas Harlas Šaplis (1885-1972) nustatė mūsų Galaktikosdydį. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai sudaro tarytum išorinį Galaktikospagrindinių dalių gaubtą.Ryškiausi kamuoliniai spiečiai – Centauro Omega (Omega Cen) ir Tukanos 47(47 Tuc) yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomaskamuolinis spiečius M 13 Heraklio žvaigždyne: jis nutolęs nuo Žemės 26 700šviesmečių, jo skersmuo apie 100 šviesmečių. Geru oru M 13 galima įžiūrėtiplika akimi.Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai priklauso Galaktikos halui ir skriejaaplink jos branduolį stipriai pasvirusiomis ir ištęstomis orbitomis.

Judantieji spiečiai

Be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantiejispiečiai, kurių nariai yra plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja vienakryptimi ir vienodu greičiu. Karštos spindulingos O ir B spektrinių klasiųžvaigždės sudaro vadinamąsias asociacijas. Jų žinoma apie 100. Vienostokios asociacijos centras yra Oriono ūke.Žvaigždžiu evoliucijaXX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuojataip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama, t. y. evoliucijos pradžiojejos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje – raudonos ir silpnos. Pagalšią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms irdulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jogelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi Mspektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kolpasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virstablyškia M nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.Saulės masės žvaigždės evoliucija Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros ganįtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosiosmilžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos,išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijosstadijų. Žinant, kad žvaigždės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėsevykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iškosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masėsžvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožasyra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kuriųgeriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas (M42).Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža,neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindine seką, žvaigždėkurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei žvaigždėyra Saulės masės, dėl gravitacijos ji traukiasi iki to momento, kai karštisiš vidaus konvekcijos būdu pasiekia paviršių. Per trumpą laiką (gal perkelis šimtus metų) žvaigždė tampa 100-1000 kartų šviesesnė už dabartineSaule. Pradžioj šitaip sužibusi ji toliau traukiasi, šviesis mažėja –žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Po to, kai pakankamai pakylabranduolio temperatūra, jame įsidega branduolinės reakcijos. Vandeniliobranduoliai jungiasi į helio branduolius, o tam tikra masės dalis virstaenergija. Žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje ir būna stabili ilgą laiką– apie 10 milijardų metų. Saulė, kurios amžius maždaug 5 milijardai metų,yra pusamžė pagrindinės sekos žvaigždė.Pagaliau Vandenilinio kuro ištekliai ima sekti, ir žvaigždė turi kisti.Helio branduolys staiga susitraukia ir dar kartą smarkiai įkaista; dėl tovandenilis branduolį gaubiančiame apvalkale ima degti, o išoriniaižvaigždės sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė išsiplečia ir virstaraudonąja milžine. Temperatūra jos gelmėse pakyla iki 100 mln. laipsnių,nors išoriniai sluoksniai yra šalti ir labai reti.

Juodosios ir baltosios nykštukės

Žvaigždėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinėsenergijos ištekliai išsenka, ir žvaigždė kolapsuoja į mažą tankią baltąjąnykštukę. Ją sudarantys atomai su gniuždomi ir taip susiglaudžia, kadmedžiagos tankis 100000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltojinykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyvajuodąja nykštuke.Juodosios nykštukės nespinduliuoja, jų negalima aptikti, todėl apie jasnieko nežinoma ir tik spėliojama, kiek jų yra. O baltųjų nykštukių yranemažai. 1916 m. Valteris Adamsas (1876-1956) įrodė, kad Sirijauspalydovas, kurį daugiau kaip prieš 50 metų atrado Alvanas Klarkas (1832-1897), turi būti baltoji nykštukė, o ne šalta raudona žvaigždė, kaip ikitol manyta. Sirijaus palydovo paviršiaus temperatūra aukštesnė negu Saulės,bet jo skersmuo vos triskart didesnis už Žemės skersmenį. Taigi palygintimažame tūryje supresuotas milžiniškas medžiagos kiekis – beveik tiek, kiekjos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukė yra dar tankesnės.

Masyvios žvaigždės evoliucija

Žvaigždė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daugsparčiau. Pavyzdžiui, spindulingoji Aukso Žuvies S žvaigždė (S Dor)Didžiajame Magelano Debesyje negalėtų tokiais kiekiais, kaip dabar,spinduliuoti energiją ilgiau nei milijoną metų.Labai masyvios žvaigždės evoliucija baigiasi kitaip, negu ką tik aprašytaskolapsas į baltąją nykštuke. Kai branduolio temperatūra pasiekia 5 mlrd.laipsnių, žvaigždės struktūra katastrofiškai pakinta: branduolyskolapsuoja, o išoriniai sluoksniai, kuriuose tebevyksta branduolinėsreakcijos, staigiai įkaista maždaug iki 300 mln. laipsnių. Dėl to žvaigždėsprogsta kaip supernova. Po katastrofos žvaigždės vietoje liekabesiplečiantis dujų debesis, kurio viduje slypi neutroninė žvaigždė arbapulsaras. Supernovos liekana yra garsusis Krabo ūkas; 1054 m. jos sužibimąstebėjo kinų astronomai. Iš dviejų parodytų ūkų Rozetė yra žvaigždžiųsusidarymo vieta, o Krabas – kadaise ryškiai spindėjusios žvaigždėsliekana.Kas yra žvaigždės?

Žvaigždės yra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmosrutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementøpriemaiša. žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metuvandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Reakcijų metuišsiskirianti energija palaiko žvaigždžių spinduliavimą.

Branduolinių reakcijų metu atsiradusi energija iš žvaigždžių gelmiųskverbiasi į paviršių dviem būdais konvekcija ir spinduliavimu.Konvekcijayra įkaitusių medžiagų masių judėjimas į išorę, o vėsesnių masių slinkimascentro link. Energija sklindanti antruoju būdu, medžiagos atomai sugeria išžvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius spindulius, po to vėl juosišspinduliuoja. žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra 1500-50000 K, o jųcentrų – 10- 100 mln.K.

Žvaigždės spektras vaivorykštės pavidalo juostelė – gaunama spektrografuišsklaidžius jos skleidžiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektrematyti įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos. Pagal paviršiaustemperatūrą žvaigždės skirstomos į O,B,A,F,G,K,M spektrines klases.Karščiausios yra O spektrinės klasės, vėsiausios- M spektrinės klasėsžvaigždės.

Maždaug pusę Saulės aplinkoje esančių žvaigždžių yra dvinarių arbadaugianarių sistemų nariai. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, odaugianarę nuo 3-7 žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būnafizinės ir optinės . Fizinių nariai skrieja apie bendrą masės centrą ,optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokiu gravitaciniu ryšiu ir matomigreta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Fizinės dvinarės arbadaugianarės žvaigždės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, užtemdomąsias,astrometrines.

Žvaigždzių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį keplerio dėsnį, tik reikiažinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą.Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigdždių masė lygi 50Mo, o vėsiausių– 0.1Mo, supermilžinių – nuo 10Mo iki 50Mo.

Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis stefano orbolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis.Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jųskersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosiosnykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jųspektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamosnormaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitųelementų – deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies irkitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių.Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitųelementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis arnet šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų žvaigždžių atmosferosesunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulėsatmosferoje.

Žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta, vadinamos kintaosiomis. Pagalpriežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į užtemdomąsiasir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį – į pulsuojančias irsproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniaiperiodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys,temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės:cefeidės, virginidės, lyridės, etc. sproginėjančių žvaigždžių spindesys perlabai trumpą laiką padidėja daugybę kartų: novų – nuo 9 iki 19 ryškių,supernovų – daugiau negu 20 ryškių. Staiga sužibusių novų spindesys po tomažėja laipsniškai kelerius metus, kol pasiekia pradinį. Sprogusiossupernovos vietoje lieka maža neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė.

Saulė – vidutinio dydžio ir vidutinės masės pagrindinės sekos G2 spektrinėsklasės žvaigždė. Jos centre yra šerdis, kurioje vyksta branduolinėsreakcijos ir išsiskiria energija. Šerdį supa 3 sluoksniai: pirmuoju –energija pernešama į išorę spinduliais, antruoju – dujų konvekcija, otrečiasis sluoksnis – atmosfera, kurią galima suskirstyti į fotosferą,chromosferą ir vainiką.

Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reikšiniai, susiję su josaktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferosflokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamostamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešęėlio. Dažniausiaijos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiaišviesūs dariniai – žibintai, o virš jų, chromosferoje, – flokulai,protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyjematomos į vainiką besiverženčios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunkakeletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes,amgnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvuniją,augmeniją, žmones.

Galaktikos

Galaktiką sudaro diskas ir jį supantis mažesnio tankio sferoidas. Šistruputi suplotas. Sferoido spindulys apie 80000 šm.Disko ir sferoidocentrai sutampa.Disko žvaigždių tankis didėja artėjant prie Galaktikoscentro.Centro link storėja ir diskas.Taip apie Galaktikos centrą susidarocentrinis žvaigždžių telkinys čspindulys apie 8000 šm.Jame žvaigždėssusispietusois kelis kartus tankiau negu palei Saulę.Iš viso Galaktikojeyra apie 250 milijardų žv.Daugiausiai žv. yra diske.Galaktikos diskąsudarančios žvaigždės ir ūkai skrieja aplink Galaktikos centrą apskritomisorbitomis.Saulės nuotoliu nuo Galaktikos centro greitis yra 220 mln.km/s,jivieną kartą apskrieja aplink centrą per 230 mln. metų.Mūsų Galaktika yraspiralinė sistema.Jos diske didelės masės karštos žvaigždės ,supermilžinėsir dujų bei dulkių debesys išsidėstę spiralės formos vijomis.Galaktikoscentro pusėje artimiausia yra Šaulio vija , o anticentro pusėje –Persėjovija. Galaktikos sferoidą iš visų pusių gaubia Galaktikos vainikas ,kuriospindulys 700 000šm.

Galaktikos pagal išvaizda skirstomos: spiralines, elipsines,netaisyklingąsias, pekuliarines. Arčiausiai mūsų gal. Didžiojo ir mažojomagelano debesų galaktikos, matomos pietų pusr.Visų tolimų galaktikų spektro linijos pasisilinkusios I raudonąją spektropusę. Tai rodo, kad galaktikos tolsta nuo mūsų dideliu greiciu. Pagal Hablodesnį, galaktikų tolimo greitis tiesiog proporcingas nuotoliui r = v/H .šis dėsnis teigia, kad visata plačiasi, o nuotoliai tarp galaktikų visąlaiką dideja. Manoma kad visata pradejo plėstis pries 13 mlrd metų ivykusdidžiąjam sprogimui.Elementariosios dalelės, elektromagnetinio spinduliavimo kvantai, taippat 4laukai: gravitacijos, elektromagnetinis, stiprusis ir silpnasis – susidarėper pirmąsias sekundes po didžiojo sprogimo. Praėjus 0.5 mln. metų,spinduliavimas atsiskyrė nuo medžiagos. nuo to laiko išliko reliktinisspinduliavimas 1 mm ilgio radijo bangų diapazone. Po 250mln. metu dujospradejo telktis I progalaktinius gniužulus, o iš jų susiformavo pirmosiosgalaktikos. Vėliau, suskilus progalaktikoms, iš mažesnių gniužulų susidarėpirmosios žvaigždes ir jų spiečiai. žvaigždes susidaro iš dujų gniužulų,besitraukiancių del gravitacijos jegų veikimo. Ivairios masės gniužulai,tapę žvaigždėmis, atsiduria Hercšprungo ir Raselo diagramos pagrindinėje

sekoje. Kuo masyvesnis gniužulas, tuo karštesnė ir šviesesnė susidariusižvaigždė.Saulės sistemos planetos susiformavo kartu su saule pries 4,7 mlrd. metų išto paties prožvaigždinio dujų ir dulkių gniužulo, kurio liekanos sudarėproplanetinį diską. žemes grupės planetos ir asteroidai susidarė iš metalų,jų oksidų ir silikatų, nes disko viduryje, kur vyravo aukšta temp. ledinėsdalelės sublimavo. Didžiosios planetos susiformavo toli nuo saulės išledinių ir aplėdėjusių dulkių. Didžiųjų planetų atmosferų sudėtis nuo patsusidarymo išliko iki šiol nepakitusi. žemes grupės planetų pradinėsatmosferos neišliko. Jų dabartinė cheminė sudėtis susidarė dėl vėlesniųsudetingų fizikinių ir cheminių procesų. Daugelis planetų palydovų ir jųžiedai susiformavo kartu su savo planetomis iš proplanetinių dujų ir dulkiųgniužulų. Dalis palydovų yra buvę asteroidai, veliau pagrobti planetųgravitacijos lauko.

Paukščių tako galaktika

Danguje nusidriekusią balzganą juostą, ypač gerai matomą tamsiomisnemėnesėtomis naktimis, žino turdūt kiekvienas. Ją, žinoma, pastebėjo darmūsų tolimi protėviai, kuriems dangus ir jo reiškiniai atrodė nesuprantamiir paslaptingi. Tačiau žmogui būdingas siekimas ieškoti bet kokio reiškiniopriežasčių, stengtis viską paaiškinti. Taip atsirado pasakos ir mitai,kuriuose puikiai atsispindi mūsų bočių pažiūros į pasaulį, jo atsiradimą irbūtį. Nors mitologija pasakoja apie dievus ir deives, turinčius viršgamtinęgalią, tačiau neretai mituose atsispindi ir materialistinės pažiūros.Pavyzdžiui, Paukščių tako pavadinimas, be abejonės, atsirado todėl, kadrudens ir pavasario vakarais ši balzgana juosta juosia visą dangų iššiaurės rytų pietvakarių link, t.y. maždaug sutampa su paukščių išskridimoir parskridimo kryptimi. Ypač ji krinta į akis rudenį, – tuomet matoma patiryškiausia ir plačiaysia Paukščių Tako dalis.

Pirmosios rašytinės žinios apie bandymus moksliškai paaiškinti PaukščiųTako prigimtį pasirodė Senovės Graikijoje. Pavyzdžiui, Aristotelis manė,kad Paukščių Takas, kaip ir kometos, susidarąs iš kylančių nuo Žemės garų,kurie pasiekia ugnies sferą. Graikas Metrodotas filosofavo, kad PaukščiųTakas greičiausiai yra sena vaga danguje, kuria kadaise skriejo Saulė. Matsenovės graikų Saulės dievas Helijas keliavo dangumib dviračiu vežimu,traukiamu ketverto žirgų. Šis vežimas turėjo įrėžti danguje vėžes. Dar kitimanė, kad tai yra siūlė, kuri liko suklijavus du dangaus pusrutulius.

Tačiau kartu buvo keliamos idėjos, kurios atspindi tikrąją Paukščių Takoprigimtį. Dar VIa. prieš Kristų Pitagoras rašė, kad Paukščių Takas ištikrųjų yra telkinys labai gausių, bet silpnų pavienių žvaigždžių, kuriųakis nesuba atskirti. Tačiau pagal Pitagorą tos žvaidždės esančiospritvirtintos prie vienos iš įsivaizduojamų skaidrių sferų. Prie kitų sferųpritvirtinta Saulė, Mėnulis, kitos planetos. Visos sferos sukasi aplinkŽemę apie skirtingas ašis nepriklausomai viena nuo kitos. Sferų trynimasisturįs sukelti harmoningus garsus, arba sferų muziką, kurią išrinktiejižmonės galį girdėti. Paukščių Taką tolimų žvaigždžių sankaupa laikė ir IVa.prieš Kristų gyvenęs graikų mokslininkas Demokritas.

Tačiau visos šios idėjos buvo tik nuojauta, nepagrįsta jokiaisneginčijamais įrodymais. Vis dėlto praėjus tik dešimtmečiui italųastronomas Galilėjus paskelbė savo ataskaitą apie pirmuosius atradimus sujo išrastu teleskopu: paaiškėjo, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yranesuskaičiuojamų žvaigždžių aibės, susispietusios į milžiniškus telkinius.Tačiau šis epochinės reikšmės atradimas ilgą laiką buvo ignoruojamas. Pervisą XVIIa. tik olandų fizikas Kristianas Heigensas (1629-1695) ir anglasIzaokas Niutonas (1643-1727) tęsė Galilėjaus teleskopinius stebėjimus irtylomis kūrė Visatos struktūros idėjas. XVIIIamžiuje žvaigždžių sistemosklausimą nagrinėjo anglas Tomas Raitas (1711-1786), Klaipėdos lietuviųkilmės vokietis Imanuelis Kantas (1724-1804) ir elzasietis JohanasLambertas (1728-1777). Iš jų darbų pamažu aiškėjo, kad Paukščių Takožvaigždžių sistema yra maždaug plokščios formos. Tačiau jų modeliai nebuvopakankamai pagrįsti stebėjimais.

Kaip tik tuo metu mokslo akiratyje pasirodė žymusis anglų astronomas, buvęsmuzikantas Viljamas Heršelis (1738-1822). Siekdamas nustatyti Paukščių Takoformą, jis ėmėsi milžiniško darbo skaičiuoti žvaigždžių pavoiršinį tankįįvairiomis kryptimis. Apibendrinęs šį darbą, Heršelis sukūrė Paukščių Takogalaktikos modelį, kuris, deja, toli gražu, neatitiko realaus vaizdo, nesHeršelio teleskopai nesiekė mūsų žvaigždžių sistemos pakraščių, o, be to,jis negalėjo atsižvelgti į netolygų žvaigždžių pasiskirstymą, nevienodąžvaigždžių absoliutų šviesį ir tarpžvaigždinių dulkių sukeltą šviesossugėrimą.

Svarbūs įvykiai klostėsi Paukščių Tako galaktikos tyrimuose. Harlas Šaplis(1885-1972) Maunt Vilsono observatorijoje (JAV) tyrinėjo kintamąsiaspulsuojančias žvaigždes cefeides, kurios labai gerai tinka atstumamsnustatyti. Šiuo metodu 1918-1919m. jis nustatė kamuolinių žvaigždžiųspiečių pasiskirstymą. Jau anksčiau buvo žinoma, kad kamuoliniai žvaigždžiųspiečiai matomi daugiausia viena kryptimi link Šaulio, Skorpiono,Gyvatnešio žvaigždynų. Paaiškėjo, kad šie spiečiai grupuojasi aplinkPaukščių Tako centrą Šaulio žvaigždyne, kuris yra gana toli nuo Saulės, už30 tūkstančių šviesmečių.

Stabili sistemaŽinoma, kad visata plečiasi ir visos galaktikos, nepriklausančios Vietineigalaktikų grupei, tolsta viena nuo kitos skirtingais greičiais. Tuo tarpuVietinės galaktikų grupės nariai netolsta nuo mūsų Galaktikos, o spiralinėAndromedos galaktika netgi artėja į mus. Vietinė galaktikų grupė yrastabili.

Mėginant nustatyti, kas yra Vietinės galaktikų grupės nariai, buvosusidurta su dideliais sunkumais. Iš pradžių buvo apskaičiuota, jognuotolis iki Andromedos galaktikos lygus 750000 šviesmečių. Toks nuotoliodydis sukėlė daugybę problemų: jei jis iš tikrųjų toks, Andromedosgalaktiką apspitusių kamuolnių spiečių dydis turėtų skirtis nuo analogiškųmūsų Galaktikos darinių dydžio. Netikėta buvo ir tai, kad Andromedosgalaktikoje nepavyko rasti Lyros RR tipo kintamųjų: nepaisant to, kad LyrosRR tipo kintamosios nėra tokios spindulingos, kaip cefeidės, 750000šviesmečių atsumu jos turėtų būti matomos.Saules sistema

Saulės sistemą sudaro pati saulė, devynios didžiosios planetos (žemėsgrupės planetos: merkurijus, venera, žemė, marsas; didžiosios planetos:jupiteris, saturnas, uranas, neptūnas; prie šių tipų nepriskiriamas –plutonas), daugybė mažų planetų (asteroidų), kometoidų, meteorinių kūnų,dulkių ir dujų.Merkurijus. Skersmuo 2,6 karto mažesnis negu žemės, paviršius nusėtasdaugybe įvairasių dydžių kraterių. Atmosfera labai reta, temperatūra: +430iki -160. Magnetinis laukas maždaug 300 kartų silpnesnis negu žemės.Palydovų neturi.Venera. Skersmuo beveik lygus Žemės skersmeniui. Turi storą, tankią, iš CO2sudarytą atmosferą, kurioje plaukioja sieros rūgšties garų debesys.Paviršiuje yra kalnynų, plokščiakalnių, žemumų, kraterių. Temperatūra:+460. Magnetinio lauko nerasta, palydovų neturi.Žemė. Atmosfera susideda iš azoto, deguonies, argono, vandens garų, CO2.71% paviršiaus dengia vanduo. Aplink skrieja vienas gamtinis palydovas –Mėnulis.

Mėnulis – vienintelis gamtinis Žemės palydovas. Jo skersmuo 4 kartusmažesnis už žemės. Neturi atmosferos, temperatūra: +130 iki -170. Paviršiusnusėtas smūginių katerių.Marsas. Jo skersmuo 1,9 karto mažesnis negu žemės. Turi retą atmosferąsudarytą iš CO2. Pučia smarkūs vėjai. Paviršiuje yra kalnynų, lygumų,kanjonų, kraterių. Ties ašigaliais matomos ledo kepurės. Temperatūra: +20iki -100. Turi du palydovus: fobą ir deimą.Jupiteris. Penkta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (740-816 mln.km.; 11,86m), didžiausia Saulės sistemoje. Skersmuo 11 kartų didesnis už Žemės. Jįgaubia stora ir tanki H ir He atmosfera. Debesų temperatūra: -138 C.Magnetinis laukas 20 kartų stipresnis nei Žemės. Turi 16 palydovų, 4didieji matomi pro žiūronus. Turi siaurą žiedą, sudarytą iš ledo gabalėlių.

Saturnas. Šešta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (1,35-1,51mlrd.km.;29,5m.). Turi 7 ledo gabalėlių žiedus. Skersmuo 10 kartų didesnis už Žemės,o magnetinis laukas stipresnis kelis kartus. Saturną gaubia stora ir tankiatmosfera, sudaryta iš H, He, metano ir amoniako. Debesų temperatūra: -178.Turi 18 palydovų.Uranas. Septinta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (2,7-3,0mlrd.km., 84m.).Skersmuo 4 kartus didesnis už Žemės. Atmosfera labai stora, iš H, He,metano ir amoniako. Debesų temperatūra: -210. Turi 10 plonų žiedų,magnetinį lauką, 15 palydovų.Neptūnas. Aštunta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (4,46-4,54mlrd.km.,165m.), panaši į Uraną. Ją gaubia audringa tanki H, He ir metano atmosfera.Debesų temperatūra: -220. Turi 3 žiedus ir 8 palydovus.Plutonas. Devinta, pati tolimiausia ir mažiausia, Saulės sistemos planeta.Skersmuo 5,5 karto mažesnis už Žemės. Paviršių dengia metano ledas,atmosfera labai reta, iš N ir metano. Temperatūra: -235. Turi 1 didesnįpalydovą.Be didžiųjų planetų, aplink Saulę skrieja apie 5000 (1-1000km) mažųjųplanetų, arba asteroidų. Daugelis jų yra tarp Marso ir Jupiterio orbitų.Asteroidų skersmuo ne didesnis nei 1000 km. Didieji asteroidai beveikapskriti, o mažesni – netaisiklingos formos. Yra 3 lietuviški asteroidai:Lietuva, Čiurlionis, Vilnius.

Mažesnio nei 1 km. skersmens asteroidai vadinami meteoroidais. Įlėkę įŽemės atmosferą, jie virsta meteorais arba bolidais. Daugelis jų sudegaore. Nukritę ant žemės meteorai vadinami meteoritais, jų išmuštos duobės –astroblemomis (Mizarų – 5km; Veprių – 8km). Jie skirstomi į akmeninius,geležinius, akmeninius-geležinius. Taškas, iš kurio skrieja meteoritas –radiantas.

Kometomis vadinami mažų asteroidų dydžio Saulės sistemos kūnai, kuriųišvaizda prilauso nuo atstumo iki Saulės. Jų skersmuo nuo 1 km. iki 50km.Kometos branduolys, arba kometoidas, sudarytas iš sušalusių į ledą dujų,dulkių ir mažų meteoroidų. Priartėjusios prie Saulės, kometos atšyla irįgyja ilgas dujų ir dulkių uodegas.

Saulės sistemos planetosMerkurijus, arčiausiai Saulės esanti Saulės sistemos planeta, ilgą laikąbuvo astronomams tikra mįsle. Nebuvo tiksliai išmatuotas jo sukimosi aplinksavo ašį periodas. Dėl to, kad Merkurijus neturi palydovų, nebuvo tiksliaižinoma masė. Artumas prie Saulės trukdė vykdyti paviršiaus tyrinėjimus. Tuometu, kai planetos spektrai teigė apie tai, kad planeta neturi atmosferos,kai kurie stebėtojai retkarčiais pastebėdavo kažkokius “rūkus”, slėpusiustamsių ir šviesių dėmių konfiguraciją, sunkiai įžvelgiamą planetos diske.Poliarimetriniai O. Dolfiuso stebėjimai 1950 m. parodė, kad yra labaisilpna atmosfera, 300 kartų mažiau elektrizuota už Žemės atmosferą. Betpilno tikrumo nebuvo.

Ir staiga, per kokius penkeris metus, viskas pasikeitė, ir Merkurijus dabarištirtas ne mažiau už kitas Saulės sistemos planetas. Didelę reikšmęMerkurijaus mįslių sprendimui turėjo kosminio aparato “Mariner-10” skrydis1974-75 mm. Bet tai ne vienintelis šaltinis: daug apir Merkurijų messugebėjome sužinoti ir antžeminių astronominių stebėjimų pagalba.Radiolokacija padėjo nustatyti Merkurijaus sukimosi periodą. Dar 1882 m.Dž. Skiaparelis iš vizualinių stebėjimų padarė išvadą, kad šis periodaslygus Merkurijaus apsisukimo aplink Saulę periodui (88 parų), t.y. kadMerkurijus pasisukęs į Saulę viena puse, kaip Mėnulis į Žemę. Apie 50 metųšis periodas buvo tik spėjamas, o vėliau, 30-ais praeito šimtmečio metaisklaustukas šalia periodo reikšmės buvo panaikintas visose lentelėse irenciklopedijose:

nuotrauka patvirtino Skiaparelio periodą. Bet vis dėlto jis pasirodė esąsneteisingas.

1965 m. amerikiečiai astronomai R. Daisas ir G. Pettendžilas 300-metrinioradioteleskopo pagalba Aresibo observatorijoje nustatė, kad Merkurijausapsisukimo aplink savo ašį periodas lygus 59,3 paroms, t.y. jis lygus 2/3orbitalinio periodo. Šis atradimas uždavė astronomams du visiškaiskirtingus klausimus:

1. Kodėl vizualiniai ir nuotraukiniai stebėjimai 80 metų bėgyje rodė į 88parų periodą?

2. Kodėl apsisukimo periodas lygus 2/3 orbitalinio planetso periodo?Atsakymas į šiuos klausimus pasirodė gana paprastas. Tris apsisukimusaplink ašį Merkurijus baigė per 176 paras. Per tą patį laiką planeta padarodu apsisukimus aplink Saulę. Tokiu būdu, Merkurijus užima tokią pačiąpadėti orbitoje Saulės atžvilgiu ir rutulio orientavimas lieka tuo pačiu.

Toks judųjimas, kaip rodo teorija, yra stabilus. Sukimasis yra rezonanse suorbitaliniu judėjimu.

Tai ir pasirodė astronomų klaidos priežastimi. Vizualiniai ir nuotraukiniaiMerkurijaus stebėjimai galimi tik elogancijų epochu metu, o jos kartojasikas 116 paras (sinodinis Merkurijaus periodas). Bet planetos stebėjimamspalanki ne kiekviena elogancija: tarp vakarinių – tos, kurios yra žiemąarba pavasarį, o iš rytinių – tos, kurios yra vasarą ir rudenį. Tokioselogancijos kartojasi kartą į metus, tiksliau, kartą į 348 paras. Bet šisperiodas artimas Merkurijaus sukimosi periodui, padaugintam iš 6, t.y. 352paroms. Stebėdami kartą į 348 paras Merkurijų, mes jame pamatysime taspačias detales, kokias matėme prieš metus. Bet praeities astronomai(Skiaparelis ir Antoniadis), susidūrę su šiuo faktu ir turėję prieš savoakis Mėnulio pavyzdį, galvojo, kad per tą laiką Merkurijus padarė keturisapsisukimus aplink ašį, o ne šešis.

Po to, kai nesusipratimas buvo išspręstas, buvo padaryta eilė svarbių

patikslinimų. Merkurijaus ašis pasirodė beveik statmena jo orbitosplokštumai. Buvo ilgumų skaičiavimo sistema: nuo 0 iki 360 laipsnių priešplanetos sukimosi kryptį. Pradiniu meridianu buvo paskirtas tas, kurispraėjo per posaulinį tašką Merkurijaus perėjimo per perigelijų 1950 m.momentu (tai buvo 1950 m. sausio 11 dieną). Šios koordinačių sistemospagalba amerikiečiai astronomai K. Čepmenas ir D. Krukženkas, iš vienospusės, ir prancūzų astronomai O. Dolfiusas ir A. Kamišelis, – iš kitos,nubrėžė planetos žemėlapius, pagrįstus ilgamečiais vizualiniais irnuotraukiniais tyrinėjimais. Abu žemėlapiai beveik sutapo ir, kaip vėliauįrodė sovietų planetologas Katerfeldas, beveik nesiskyrė nuo Skiaparelio irAntoniadžio žemėlapių. Jau tada Merkurijaus paviršiuje buvo pastebėtiapskričios tamsios dėmės, panašios į Mėnulio “jūras”. Bet bendrasMerkurijaus albedo pasirodė labai mažas, apie 0,05.Temperatūrinis planetos režimasPlanetos radiotyrinėjimai dar 1962 metais parodė gana nedidelį skirtumątarp dieninio ir naktinio pusrutulio temperatūrų. 1966 m. buvo nustatyta,kad vidutinė Merkurijaus disko temperatūra 11 cm bangoje kinta su fazėskampu. Tai reiškė, kad planetos naktinio pusrutulio temperatūra toli gražune tokia maža, kaip buvo spėjama anksčiau. 1970 m. T. Mardokas ir E. Nėjusiš Minesotos universiteto tyrinėjimų infraraudonuose spinduliuose bangosenuo 3,75 iki 12 mkm metu nustatė, kad vidutinė naktinio pusrutuliotemperatūra lygi 111 laipsniams pagal Kelviną. Iš kitos pusės, posauliniotaško temperatūra vidutiniame atstume nuo Merkurijaus iki Saulės lygi 620laipsniams pagal Kelviną. Perigelyje ji gali siekti 690 laipsnius, oafelijoje sumažėja iki 560 laipsnių. Toks Merkurijaus paviršiaustemperatūrų diapazonas.Dienos ir nakties kaitaĮdomu, kaip vyksta dienos ir nakties kaita Merkuryje. Saulinė para ten lygi176 Žemės paroms. Diena ir naktis tęsiasi po 88 paras, t.y. lygūs planetosmetams! Saulė kyla rytuose, kyla labai lėtai (vidutiniškai po 1 laipsnį kas12 valandų), pasiekia aukščiausią kulminaciją (ekvatoriuje – zenitą) irtaip pat lėtai leidąiasi. Bet taip tai vyksta ne visose ilgumose. Ilgumose,artimose prie 90 ir 270 laipsnių, galima stebėti gana keistą ir turbūtanalogų Saulės sistemoje neturintį vaizdą. Šiose ilgumose saulėtekis irsaulėlydis sutampa pagal laiką su Merkurijaus judėjimu per perigelijų, kaitrumpam laikui (8 paroms) kampinis orbitinio planetos judėjimo greitisviršija kampinį jos sukimosi greitį. Saulė danguje padaro kilpą, kaip patsMerkurijus Žemės danguje. Pažymėtose ilgumose Saulė po saulėtekio staigasustoja, apsisuka ir leidžiasi beveik tame pat taške, kur ir patekėjo. Betpo kelių Žemės parų Saulė vėl teka tame pačiame taške ir jau ilgam. Šaliasaulėlydžio vaizdas kartojasi atvirkštine tvarka.

Bet įdomiausia, ką pavyko sužinoti apie Merkurijų,- tai jo paviršiausvaizdas. Kai kosminis aparatas “Mariner-10” perdavė pirmąsias Merkurijausnuotraukas, darytas iš arti, astronomų nustebimui nebuvo ribų: prieš juosbuvo antras Mėnulis! Merkurijaus paviršius pasirodė pilnas įvairaus dydžiokraterių, visiškai kaip Mėnulio paviršius. Jų pasiskirstymas pagal dydžiustaip pat buvo analogiškas mėnuliškam. Planetos paviršiuje buvo rastosapvalios lygumos, dėl panašumo į Mėnulio “jūras” gavusios baseinų vardą.Didžiausio baseino, Kalorio, skersmuo siekia 1300 km (Audrų okeanasMėnulyje – 1800 km).

Išanalizavę Merkurijaus nuotraukas amerikiečiai geologai P. Šulcas ir D.Gaultas pasiūlė tokią jo paviršiaus evoliucijos schemą. Po akumuliacijos irplanetos formavimosi procesų pabaigos jos paviršius buvo lygus. Toliauatėjo intensyvaus planetos bombardavimo procesas, kurio metu ir “gimė”tokie baseinai, kaip Kaloris, o taip pat krateriai, panašūs į Kopernikokraterį Mėnulyje. Sekantis periodas charakterizavosi intensyviu vulkanizmuir lavos srovės, kuri užpildė didelius baseinus, išėjimu. Šis periodasbaigėsi kažkur prieš 3 mlrd. metų (Saulės sistemos planetų amžius žinomasgana tiksliai ir lygus 4,6 mlrd. metų).

“Marinero-10” prietaisai aptiko silpną planetos magnetinį lauką – apie 100gamų 450 km nuotolyje. Intensyvus lauko tyrinėjimas parodė, kad jis turįsudėtingesnę struktūrą, negu Žemės magnetinis laukas. Iš Saulės pusėsMerkurijaus magnitosfera labai suspausta dėl Saulės vėjo poveikio.

“Marinero-10” skrydžiai šalia Merkurijaus padėjo patikslinti jo masę. Jisudaro 1/6 023 600 Saulės masės arba 0,054 Žemės masės. O taip patpatikslintas vidutinis tankis (5,45 g/cm3). Pagal tankį Merkurijus užimaantrą vietą Saulės sistemoje, nusileisdamas tik Žemei. Merkurijaus skersmuolygus 4879 km.

Didelis tankis ir magnetinio lauko turėjimas rodo, kad Merkurijus turiturėti ir stiprų geležinį branduolį. S. Kozlovskajos skaičiavimais,Merkurijaus viduje tankis turi siekti 9,8 g/cm3. Branduolio radiusas,amerikiečių mokslininkų duomenimis, lygus 1800 km (75% planetos radiuso).Branduolio masė sudaro 80% Merkurijaus masės. Nepaisant lėto planetossukimosi, dauguma specialistų teigia, kad jos magnetinis laukas “įsijungia”su to paties dinamo mechanizmo pagalba, kaip ir Žemės magnetinis laukas.

Venera, kaip ir Merkurijus, atsiskleidė mums per paskutiniuosius 40 metų.Ilgą laiką mes nežinojome nei atmosferos slėgio planetos paviršiuje, neijos radiuso. Astronominiai stebėjimai davė tik debesų sluoksnio, supančioplanetą, radiusą.

Veneros atmosfera buvo atrasta 1761 m. Tai padarė M.V. Lomonosovas,stebėdamas Veneros judėjimą prieš Saulės diską. Beveik 200 metų Venerosatmosfera buvo nepralaužiamu barjeru planetos paviršiaus tyrinėjimui irsukimosi aplink ašį periodo nustatymui. 80 bandymų nustatyti šį periodąoptiniais metodais patyrė visišką nesekmę. Nesisekė nustatyti ir kampo tarpVeneros ašies ir jos orbitos plokštumos.

Pirmą kartą kieto Veneros rutulio radiusą pavyko tiksliai nustatyti 1965 m.Radioastronominių stebėjimų dėka su radiointerferometro “Ouensas Vilis”pagalba sovietų mokslininkui A. Kuzminui ir amerikos mokslininkui B.Klarkui pavyko gauti 6057 km reikšmę. Toliau sekė didelė radiolokaciniųmatavimų serija TSRS ir JAV, kurių metu Veneros radiusas dar buvotikslinamas. Galutinė jo reikšmė 6050 km.

Veneros masė buvo patikslinta kosminių aparatų “Mariner-2”, “Mariner-5” bei“Mariner-10” praskridimų šalia planetos metu. Ji sudaro 1 : 408 524 Saulėsmasės arba 84.5% Žemės masės. Pagal masę ir kitus išmatavimus buvopatikslintas vidutinis Veneros tankis (5,27 g/cm3) ir nustatytas sunkiojėgos pagreitis jos paviršiuje, jis lygus 885 cm/s2.

Radiolokaciniai tyrimai, vykę, pradedant nuo 1961 m. TSRS, JAV irAnglijoje, pagaliau padėjo nustatyti jos sukimosi periodą. Jis pasirodėdidžiausiu Saulės sistemoje: 243,16 parų esant atbuliniai sukimosikrypčiai. Kitaip tariant, jei žiūrėti iš Veneros šiaurės ašigalio, planetasukasi pagal laikrodžio rodyklę, bet ne prieš ją, kaip Žemė ir kitosplanetos (išskyrus Uraną). Dėl to Saulės para Veneroje yra trumpesnė užžvagždžių parą ir lygi 117 Žemės paroms. Taigi diena ir naktis Venerojetrunka po 58,5 paras. Nepaisant to, dieninio ir naktinio pusrutuliotemperatūros mažai skiriasi.

Atmosferos slėgis Veneros paviršiuje pasirodė lygus 90 atmosferoms! Tokiosreikšmės niekas nesitikėjo. Veneros atmosferos modeliuose, sukurtuose iki1967 m., slėgis paviršiuje buvo laikomas nuo 5 iki 20 atmosferų.

Aukšta žemutinių atmosferos sluoksnių temperatūra pagrindžiama taipvadinamuoju “šiltnamių efektu”. Planetos atmosfera praleidžia Saulėsspinduliavimą, tiesa, tik iš dalies ir ne tiesių spindulių pavidalu, odaugkartinio išsklaidyto spinduliavimo forma. Veneros debesų sluoksnis turigana aukštą albedo (0,78). Kitaip tariant, daugiau nei trys ketvirtadaliaiSaulės radiacijos atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeinažemyn. Šiltnamių efektas vyksta ir kitų planetų atmosferose. Tačiau jeiMarso atmosferoje jis pakelia paviršiaus temperatūrą 9 laipsniais, o Žemėsatmosferoje 35 laipsniais, tai Veneros atmosferoje šis skaičius lygus 400!Veneros atmosferos cheminė sudėtisVenera net 97% susideda iš anglies dvideginio (CO2). Ne daugiau kaip 2% yraazoto ir inertinių dujų (pirmoje eilėje argono) dalis. Deguonies atžvilgiuįvairūs metodai kolkas duoda skirtingus rezultatus, bet bet kuriuo atvejujo yra mažiau nei 0,1%. Iš kitų dujų infraraudonos spektroskopijos metodaipadėjo aptikti CO, chlorinį vandenilį bei ftorinį vandenilį. Kitų galimųVeneros atmosferos komponentų paieškos kol kas nedavė vaisių. 1927 m.antžeminės Veneros nuotraukų ultravioletiniuose spinduliuose pagalba pavykoaptikti planetos diske visą tamsių ir šviesių detalių sistemą. 1960 m.Prancūzijos astronomai Š. Buaitė ir A. Kamišelis nepriklausomai vienas nuokito nustatė, kad kai kurių detalių, fotografuojamų ultravioletiniuosespinduliuose, išsidėstymas kartojasi kas keturias paras. Suvieniję savotyrinėjimus, jie priėjo prie išvados, kad Veneros viršutinis sluoksnis turiatvirkštinią apsisukimo kryptį su tuo pačiu periodu.

Šis rezultatas vėliau gavo visišką patvirtinimą. Sukimosi greitisviršutinės ribos lygyje skiriasi nuo pačios planetos sukimosi greičio. Taireiškia, kad virš Veneros ekvatoriaus, 65-70 km aukštyje vyrauja vėjas,visą laiką pučiantis planetos judėjimo kryptimi. To vėjo greitis 100 m/s(uragano greitis). Tokia atmosferos cirkuliacijos sistema buvo atspėta darprieš 250 metų. Tai padarė anglų meteorologas Gadlėjus. Žemėje ją nuslopiakiti faktoriai (temperatūrų skirtumas, okeanų poveikis), Veneroje gi nėraokeanų, o temperatūros sulygintos karščio perdavimo žemutiniose sluoksniosedėka.

Viršutinio Veneros debesų sluoksnio nuotraukos iš artimo nuotolio buvogautos 1974 m. amerikiečių kosminio laivo “Mariner-10” dėka. Jos taip patpatvirtino, kad sukimosi periodas debesų lygyje yra lygus 4 paroms.

Kaip ir Žemė, Venera turi jonosferą. Dieninis elektroninios koncentracijosmaksimumas yra 145 km aukštyje. 500 km lygyje pastebimas netikėtaselektroninios koncentracijos nuosmukis, o naktinėje pusėje – ilga uodega išelektrizuotų dalelių, kurios ilgis siekia 3500 km esant elektronųkoncentracijai 1000-500 elektronų/cm3. Tai susiję su Saulės vėju bei susilpnu Veneros magnetinio lauko kryptingumu (Dolginovo duomenims, jis 10000 kartų mažesnis negu Žemėje). Aukščiausi atmosferos sluoksniai susidedadaugiausiai iš vandenilio. Vandenilinė Veneros atmosfera yra iki 5500 kmaukščio. Antžeminiai amerikiečių tyrimai suteikė galimybę ištirti planetospriekvatorinę sritį. Buvo aptikta apie 10 ratinių strukturų, panašių įMėnulio ir Merkurijaus meteoritinius kraterius, su skersmenimi nuo 35 iki150 km, bet stipriai sulygintas. Pavyko aptikti milžinišką lužimą planetospaviršiuje . Be to, aptiktas lanko pavidalo kalnų masyvas, kurį kertą kitasmasyvas. Rastas apie 1 km aukščio ugnikalnis su pagrindo skersmenimi 300-400 km. Amerikiečių mokslininkai aptiko planetos šiaurės pusrutulyjemilžinišką apvalų baseiną, kuris driekiasi per 1500 km iš šiaurės į pietusbei per 100 km iš vakarų į rytus. Buvo ištirtas 55 Veneros rajonų reljefas.Tarp jų yra ir kalnuotų vietovių, su aukščio kaita tarp 2 ir 3 km, irpakankamai lygių. Taip pat aptikta lyguma, kurios ilgis apie 800 km. Jospaviršius dar lygesnis, nei Mėnulio jūrų paviršius. Ir apskritai Venerospaviršius lygesnis nei Mėnulio.

Taigi Venera yra planeta su aktyvaus vulkanizmo bei tektoninės veiklospėdsakais, bet tuo pat metu yra ir praeityje vykusio meteoritiniobombardavimo pėdsakų.

Žemė yra didžiausia ir masyviausia tarp vidinių planetų. Žemės masė yra5,974 · 1024 Kg. Mažiausiai skiriasi Žemė ir Venera – jų masės santykis1:0,82. Žemės tankis yra 5520 kg/m3, skersmuo – 12 756,3 km.

Lyginant Žemę ir gretimas planetas, randama ne tik bendrų bruožų, bet iržymių skirtumų. Pirmiausia Žemė iš kitų planetų išsiskiria savo atmosfera,kurioje gausu deguonies, azoto, ir temperatūra, tinkama mums žinomaigyvybės formai. Atstumas nuo Žemės iki Saulės yra vidutiniškai 149,6 mln.km. Jeigu Žemė būtų šiek tiek toliau nuo Saulės arba šiek tiek toliau nuojos, gyvybė nebūtų galėjusi plėtotis.

Žemės rutuly sudaro keletas koncentrinių apvalkalų. Pačiame Žemės centreyra branduolys, dalijamas į vidinį ir išorinį. Vidinis yra kietas,sudarytas daugiausia iš geležies ir nikelio, o išorinis – skystas. Žemėsbranduolį supa silikatų mantija, slūgsanti po kietu apvalkalu – pluta,kurią sudaro sustingusios lavos produktai (granitai ir bazaltai). Žemėsrutulį gaubia dujų apvalkalas, vadinamas atmosfera. Ją sudaro 78% azoto,21% deguonies ir tik truputis kitų dujų. Savo ruožtu atmosfera dalijama įtris sluoksnius: troposferą, stratosfera ir jonosferą. Žemės sukimosi ašissu statmeniu sukimosi plokštumai, vadinamai ekliptika (gr. ekleiptike –užtemimas) sudaro 23,5o kampą, dėl to atsiranda metų laikai. Žemės nuotolionuo Saulės kitimas beveik neturi reikšmės metų laikų kaitai.EvoliucijaŽemė susidarė iš prosaulinio ūko, kuris iš pradžių buvo netaisyklingosformos. Žemei padidėjus iki dabartinės, pirminę vandenilio atmosferąpakeitė nauja, susidariusi iš dujų ir garų, kurie išsiskyrė iš Žemėsgelmių. Žemėje atsirado ir vystėsi gyvybė. Dabar Žemė pastovia orbitaskrieja aplink nuostovią žvaigždę. Bet taip visą laiką nebus. Kai Saulėtaps raudonąja milžine, Žemė smarkiai įkais, vandenynai išgaruos, atmosferaišsisklaidys. Galiausia Žemė suirs.EkosferaŽemės ekosfera, arba erdvės dalis, kurioje Saulės spinduliavimas sudarosąlygas, tinkamas gyvybei, prasideda beveik ties Veneros orbita ir tęsiasiiki Marso orbitos. Iki 1960m. manyta, kad žemiška gyvybė gali egzistuotivisoje šioje erdvės dalyje. Ši galimybė menka Marse, kurio masė gerokaimažesnė negu Žemės, o atmosfera reta. O į Venerą buvo žiūrima kaip į Žemėsdvynę seserį. Būdama beveik tokio pat tankio, dydžio ir masės kaip Žemė,Venera gauna beveik tiek pat Saulės energijos, nes daug jos atspindi atgal

į erdvę nuo Veneros debesų. Tiktai 1967m. paaiškėjo, kad Veneros paviršiuje485 oC karštis, ir teko pripažinti, jog sudėtinga žemiška gyvybė galiplėtotis tik siauroje erdvės dalyje.

Kita gyvybei būtina sąlyga yra atmosfera, reikalinga ne tik kvėpuoti, betir apsaugoti nuo pražūtingo trumpabangio spinduliavimo, sklindančio iškosmoso. Žemės paviršiuje tokio pavojaus nėra, nes šį spinduliavimą sugeriaišoriniai atmosferos sluoksniai, tačiau Mėnulio arba Merkurijaus niekasnesaugo. Jei Žemė būtų masyvesnė, ji tikriausiai būtų išlaikiusi bent dalįpirminio vandenilio, ir jos atmosfera galbūt netiktų gyvybei. Jei planetosmasė būtų mažesnė, į gaubiančią erdvę pasklistų ne tik vandenilis, bet irkitos dujos, taigi žemiškajai gyvybei atsirasti ir plėtotis padėjolaimingas aplinkybių sutapimas.

Be to svarbus veiksnys yra temperatūra, kuri priklauso ne tik nuo planetosnuotolio nuo Saulės bei jos atmosferos sudėties; čia taip pat turi įtakosplanetos sukimosi apie ašį periodas. Žemė vieną kartą apsisuka apie ašįmaždaug per 24 valandas, Marso apsisukimo periodas yra 37 minutėmisilgesnis, tuo tarpu Merkurijuje ir Veneroje situacija visai kitokia: jųapsisukimo periodai atitinkamai 58,6 ir 243 paros, taigi – šiose planetose“kalendoriai” būtų labai savotiški. Jei Žemė suktųsi lėčiau, klimatosąlygos joje skirtųsi nuo dabartinių ir būtų nepalankios gyvybei.Žemės magnetinis laukasŽemės magnetinį lauką sukuria masyvus, daug geležies turintis josbranduolys, taigi ir šiuo požiūriu ją galima lyginti su kitomis planetomis.Ir vėl daug neaiškumų kelia Venera. Pagal dydį ir masę Venera turėtų turėtipanašų kaip Žemės branduolį ir stiprų magnetinį lauką. Tačiau kosminiaiaparatai neatrado jokio magnetizmo reiškinių, ir dabar aišku, kad jeiVenera ir turi magnetinį lauką, tai jis labai silpnas. Nedaug skiriasi irMarsas, bet štai Merkurijus turi juntamą magnetinį lauką ir netgimagnetosferą. Tam, matyt, turi reikšmės didžiausias Merkurijaus ir Žemėsvidutinis tankis – 5,5 g/cm3 ( t.y. 5,5, karto didesnis negu vandens).Vandens planetaŽemė ypatinga dar tuo, kad didžiausią jos paviršiaus dalį dengia vanduo.Nors žemė didžiausia iš keturių vidinių planetų, jos sausumos plotas yradaug mažesnis negu Veneros paviršiaus ir prilygsta Marso paviršiaus plotui.Vandenynų ir ežerų Marse negali būti dėl mažo jo atmosferos slėgio, juolabiau – Mėnulyje ir Merkurijuje, kurie atmosferos išvis neturi. Venerospaviršiuje pernelyg karšta, kad galėtų egzistuoti skystas vanduo, taigisenas viliojantis akmens amžiaus Veneros vaizdas su vešlia augalijadrėgnoje pelkėtoje aplinkoje pasirodė klaidingas.

Kadangi Žemė tokia savita, spėliota, kad ji susidarė kitaip negu kitosplanetos. Iš tikrųjų taip nėra. Žemės amžius nustatytas radioaktyviuojumetodu, lygus maždaug 4,6 milijardo metų. Mėnulio uolienų tyrimai rodo, kadjo amžius toks pat. Nėra pagrindo abejoti, kad Žemė ir visi kiti Saulėssistemos kūnai susidarė iš prosaulinio ūko to paties proceso metu maždaugvienu laiku. Dažnai sakoma, kad Marsas yra labiau evoliucionavęs negu Žemė,ir tai ko gero tiesa. Bet absoliutinis jų amžius maždaug vienodas, taigiMarsas paprasčiausiai greičiau paseno.

Žemės padėtis ekosferos viduryje, ypač jos dydis ir masė, turėjo didžiulęreikšmę jos unikaliai atmosferai. Saulės sistemoje nėra kitos planetos,kurioje žmogus galėtų dirbti be dirbtinės aplinkos.

Marsas – išorinė planeta, esanti arčiausiai Žemės. Jam skiriama itin daugdėmesio. Šio amžiaus pradžioje daugelis astronomų buvo įsitikinę, kad Marseyra išsivysčiusi civilizacija. Dabar šis mitas yra sugriautas. Jaunebetikima, kad egzistuoja net ir primityvi organinė medžiaga.

Žiūrint pro teleskopą, Marsas panašus į rausvą skritulį su baltomisašigalių kepurėmis ir tamsiais reljefiniais dariniais, kurie iš esmėsnekinta. Jo vidutinis nuotolis nuo Saulės 228 milijjonai kilometrų. Marsometai trunka 678 Žemės paras, o Marso para – 24 h 37 min. Negana to, Marsoašies posvyris į orbitos plokštumą tik truputį didesnis negu Žemės, taigičia vyksta tokia pat metų laikų kaita, tik kiekvienas sezonas dvigubaiilgesnis negu Žemėje. Kaip ir Žemės, Marso pietų ašigalis atsisukęs įSaulę. Marso klimatui šis reiškinys turi didesnę įtaką negu Žemės orams,nes marso orbita labiau ištęsta. Dėl to pietų pusrutulyje, palyginti sušiaurės pusrutuliu, ryškesni klimato kontrastai: vasaros karštos irtrumpos, o žiemos ilgesnės ir šaltesnės. Ties marso pusiauju vasarosvidurdienį temperatūra gali pakilti iki 16 C ir aukščiau. Naktys labaišaltos, nes plona atmosfera negali sulaikyti šilumos. Tačiau Marsas nėravisai sustingusi nuo šalčio planeta.Marso atmosferaMarso vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, skersmuo daug trumpesnis (6794km), dėl to pabėgimo greitis irgi yra mažas – 5 km/s. Todėl tokia plona irreta Marso atmosfera.

Marso paviršiuje nėra skysto vandens, tačiau baltos jos ašigalių kepurėsveikiausiai sudarytos iš vandens ledo su tam tikra sušalusio angliesdvideginio (sauso ledo) priemaiša. Ašigalių kepurių dydis kintapriklausomai nuo metų laikų; kai kepurės didžiausios, jas galima pamatytiproe nedidelį teleskopą.Marso paviršiusNustačius, kad tamsios Marso paviršiaus dėmės negali būti jūros, kilomintis, jog tai yra augmenijos plotai žemumose. Taip manyta iki “Marinerio-4″ skrydžio. Šis kosminis aparatas buvo paleistas 1964 m. ir pirmąkartsėkmingai nuskriejo į Marsą. Paaiškėjo, kad tamsios sritys – tai neįdubos.Dalis jų yra didingos plokštikalnės su šlaitais iš visų pusių.

Didžioji marso paviršiaus dalis yra raudonos ochros spalvos. Šios sritysvadinamos dykumomis. Planetos atmosferoje pučia vėjai, dažnos dulkiųaudros.

Kosminiai aparatai “Vikingai”pateikė duomenų, kad kažkada Marso paviršiumitekėjo daug vandens. Rasta vingiuotų darinių, primenančių išdžiuvusias upiųvagas. Čia yra ir pirminių uplienų “salų”; jos turi pasroviui nutįsusiasuodegas. Beje, vėliau iškelta hipotezė, kad mįslinguosius Marso kanalusišrausė išsilydžiusi lava, kažkada tekėjusi Marso paviršiumi.Marso panoramaMarso amžius beveik toks pat kaip ir Žemės (apie 4,7 milijardo metų), betjo tūris ir masė yra tiek daug mažesni, kad jis evoliucionavo sparčiau. Taileido manyti, kad paviršiaus dariniai yra stipriai suirę, paveiktierozijos, kadangi planeta turi atmosferą, nors ir ploną, et vis vien josnegalima nepaisyti.Senos ir naujos teorijosĮdomu grįžti į praeitį ir prisiminti, ką astronomai galvojo apie Marsą iki1965 m., kai pirmasis sėkmingai veikęs zondas “Marineris – 4” atsiuntėduomenis iš marso apylinkių. Manyta, kad tamsios sritys yra įdubos, galbūtsenų jūrų dugnas, o šviesūs rajonai – Elados arba Argyro lygumos yraplynaukštės. Taip pat tikėtasi, jog paviršiaus reljefas lygus – be aukštųkalnų ir gilių slėnių. Iš tikrųjų viskas yra kitaip. Jau pirmosios“Marinerio – 4” nuotraukos parodė, kad Marse yra kraterių, o stočiaipriartėjus prie planetos ir perdavus aiškesnes nuotraukas, galutinaipaaiškėjo paviršiaus pobūdis. Užuot buvęs lygus, Marsas pasirodė esąs labaigruoblėtas. Vien “Maineris – 4” parodė, kad įvarios vietos smarkiaiskiriasi. Marso paviršius kur kas įvairesnis negu Mėnulio. Taip patpaaiškėjo, kad Marso atmosfera yra retesnė negu anksčiau manyta, irspėliojimams apie augalijč Marso jūrų dugne nebeliko pagrindo.

1969 m. “Marineris – 6” ir “Marineris – 7” pateikė gan panašų Marsopaveikslą; paaiškejo, kad čia yra kraterių išmargintų plotų ir kitokiųsričių, kurios buvo apibūdintos kaip “chaotiškos” t.y. be kokio norsbūdingo rašto.Skrydžiai į MarsąPalankiausias laikas skireiti į Marsą būna kas 25 – 26 mėnesiai, kai Marsasatsiduria opozicijoje. Pagal vieną JAV projektą, atidėtą dėl pernelygdidelės kainos, dar šiame amžiuje buvo planuota ekspedicijos į Marsą. Dukosminiai laivai, varomi atominiu kuru, kiekvienas 82,3 m ilgio, galėtųgabenti po šešis žmones. Buvo netgi pradėtas projektuoti specialusraketinis variklis, varomas skystu vandeniliu. Astronautai turėtų apskrietiSaulę ir pasiekti tą erdvės taškč, kuriame po 9 mėnesių nuo starto būtųMarsas. Didžiąją kelio dalį abu kosminiai laivai skrietų susijungępriekiniais galais ir atsiskirtų tik prieš pat atvykimą. 80 parų jieskrietų aplink Marsą, per tą laiką po tris astronautus iš kiekvieno laivonusileistų į planetos paviršių.

Didžiulė tokio skrydžio kaina (1969 m. duomenimis 80 milijardų dolerių),sudėtinga technika ir ilga trukmė lemia, kad šiame amžiuje pilotuojamųskrydžių į Marsą nebus.Jupiteris – didžiausia ir masiviausia saulės šeimos planeta. Jupiterio masėdidesnė už visų kitų didžiųjų planetų bendrą masę net pustrečio karto.Tačiau iki Saulės masės jam dar toli gražu: iš vienos Saulės būtų galimapadaryti beveik 1050 tokių kosminių kūnų kaip Jupiteris. VidutiniškasJupiterio tankis – pats artimiausias Saulės tankiui: 0,08 g/cm3 mažesnis užjos tankį.

Nepaisant didumo, Jupiteris yra mikliausia planeta, pustrečio kartogreičiau negu Žemė apsisukanti apie savo ašį. Viršutiniai atmosferossluoksniai sukasi nevienodu kampiniu greičiu: prie pusiaujo apsisukimoperiodas 5m11s trumpesnis kaip vidurinėse platumose. Dėl greito sukimosiplaneta labai susiplojusi: jos ašigalinis spindulys 4400 km trumpesnis kaippusiaujinis, taigi paplokštumas lygus net 0,06.

Jupiteris – stiprus kosminis magnetas: šiauriniame poliuje jo stiprumaslygus 14 Oe, pietiniame – 11 Oe ir prie pusiaujo 4,2 Oe. Magnetinispoliarumas priešingas Žemės magnetiniam poliarumui. Magnetinis laukaspanašus į Žemės magnetinį lauką, bet už jį daug kartų stipresnis ir toliausiekia. Suprantama, kad Saulės vėjo dalelės, susidūrusios su Jupiteriomagnetiniu lauku, patenka kaip į spąstus. Aplink Jupiterį, skirtingai neguapie Žemę, susidaro ne radiacijos žiedas, bet elektringas diskas.Elektringos dalelės turi savo magnetinį lauką, kuris deformuoja Jupiteriolauką. Į Saulę atgręžtoje pusėje 50 – 100 Jupiterio spindulių nuotoliususidaro frontas, o priešingoje laukas nutįsta net už Saturno orbitos.

JAV kosminės stotys, praskriejusios arti Jupiterio, aptiko labai sudėtingąir įvairiaspalvę viršutinę planetos atmosferą. Atogrąžų sritys gaunadaugiau Saulės energijos, labiau įkaista, ir oras čia kyla aukštyn,užleisdamos vietą vėsesnėms masėms iš ašigalių sričių. Tačiau Jupiteryjevėjai pučia ne išilgai dienovidinių: veikiami Koralio jėgų, kurios šiojeplanetoje dėl greito sukimosi apie ašį daug veiksmingesnės negu Žemėje,nukrypsta išilgai lygiagrečių. Vėjų greitis atogrąžuose apie – 100 m/s įrytų pusę, apie +20o, -20o platumų zonoje – apie 50 m/s į vakarų pasę.Šiaurės pusrutulyje dar labiau stiprus rytys tarp 20o ir 30o platumos pučiadaugiau kaip 100 m/s greičiu. Arčiau ašigalių atmosfera ramesnė.

Jupiterio oras lekia ne tik horizontalia, bet ir vertikalia kryptimi.Atmosfera daugaiu kaista nuo vidinių energijos šaltinių negu nuo Saulės.Todėl atmosferoje stipri konvekcija. Kylančios masės yra karštesnės iršviesesnės, slūgstančios – tamsesnės. Šviesiosios zonos ir tamsesnėsjuostos ištįsusios lygiagrečiai pusiaujui. Dėl nevienodotemperatūrospasiskirstymo atmosferoje, dėl vėjų ir konvekcijos regimasisJupiterio paviršius atrodo labai audringas, sūkuringas. Jis ypač ryškusspalvotuose televizijos vaizduose. Jupiterio debesų spalvotumas priklausonuo įvairių sudėtingesnių cheminių junginių ir smulkių dalelių priemaišų.Viršutinėje debesuotoje atmosferoje rasta etano ( C2H6 ), acetileno ( C2H2), fosfino ( PH3 ), anglies monoksido ( CO ) ir kitų junginių.

Žymiausias Jupiterio sūkurys, primenantis žemiškus ciklonus iranticiklonus, yra garsioji Didžioji raudonoji dėmė. Ji matoma perteleskopus nuo Žemės ir jau stebima apie 300 metų. Itin įspūdinga ši dėmėspalvotuose Jupiterio debesų televizijos panoramose.

Raudonoji dėmė susidariusi į pietus nuo pusiaujo. Tai rausvas ovalas, kurioilgiausias skersmuo – apie 30 000 km, trumpiausias – apie 10 000 km. Kintadėmės dydis, pavidalas ir vieta Jupiteryje. Arčiau pakrasčio dėmęsudarantys debesys skrieja spiralėmis pagal laikrodžio rodyklę. Dar toliauį pietus regima mažesnė balta dėmė, kurios masės juda priešinga kryotimi.Toliau nuo Raudonosios dėmės taip pat randama baltų dėmių, kurios primenavandens paviršiuje susidarančius sūkurius.

Raudonoji dėmė labai patvari. Ir kiti, daug mažesni, sūkuriai tveriaištisus metus ir dešimtmečius, o analogiški Žemės atmosferos sūkuriai – pokelias ar keliolika dienų. Tik mažesni sūkuriai laikosi kur kas trumpiau:po keliasdešimt ir daugiau kaip po 100 dienų. Žemiausia temperatūra ( apie130 K ) yra sluoksnyje, kuriame slėgis 100 – 120 mb. Apie 100 km virš tosluoksnio temperatūra pakyla iki 160 K. Daug sparčiau ji kyla einant gilyn:50 km gylyje nuo žemiausios temperatūros sluoksnio vyrauja amoniakodebesys, kurių temperatūra 180 K, 70 km gylyje – amonio hidrosulfido (NH4SH ) 200 – 220 K temperatūros debesys ir 100 km gylyje – 240 – 280 Ktemperatūros vandens garų bebesys.

Daugiausia palydovų turistambiosios planetos milžinės – Jupiteris irSaturnas. Šių planetų šeimų gausumas ypač paaiškėjo, kai į jų rajonąnuskriejo kosminės stotys. Be stambiųjų palydovų, atrastų teleskopais išŽemės, kosminės stotys nufotografavo daug nedidelių palydovu, skriejančiųpaprastai skirtingomis, įvairiai pasvirusiomis į planetos orbitąplokštumomis.Jupiterio šeimaPirmuosius keturis Jupiterio palydovus atrado Galilėjus. Pirmą kartąastronomijos istorijoje pasigaminęs nedidelį teleskopą, jis išvydo tartumsumažinta Saulės šeimos vaizdą. Tie keturi palydovai pavadintimitologiniais vardais: Ijo, Europa, Ganimedu, Kalista. Jie vadinami irGalilėjaus palydovais. Dar devyni Jupiterio palydovai atrasti vėliau, nuo1877 iki 1951 metų. Jų vardai taip pat mitologiniai, be to, taip parinkti,kad galūnė nurodo skriejimo orbitos kryptį: jei vardas baigiasi garsu a,tai palydovas skrieja tiesiogine kryptimi, jei – ė, – skrieja priešingakryptimi, kitaip sakant, jo posvyrio kampas didesnis kaip 90 laipsnis.

Taigi Ijo, Ganimedas ir Kalista didesni kaip Mėnulis. Nedaug nuo jųtesiskiria ir Europa. Visi kiti palydovai, išskyrus Amaltėją, prilygstančiąstambiam asteroidui, labai maži, giminingi Marso palydovams.

Atmosfera ir debesų sluoksnisKiekvienas, kas stebėjo planetas per teleskopą, žino, kad Saturnopaviršiuje pastebima mažai detalių ir jų kontrastas su aplinkiniu fonunedidelis. Tuo Saturnas skiriasi nuo Jupiterio, kur yra daug kontrastiniųdetalių, t.y. tamsių ir šviesių juostų, bangų, Šios detalės byloja apieJupiterio atmosferos aktyvumą.

“Vojadžeriams” pavyko gauti Saturno debesų nuotraukas, kuriose tiksliaiatvaizduota atmosferos cirkuliacija: dešimtys debesų juostų, o taip patatskiri uraganiniai vėjai. Tarp kitų aptiktas ir Jupiterio Didelės RaudonosDėmės analogas, nors ir mažesnis. Nustatyta, kad vėjų greitis čia netaukštesnis, negu Jupiteryje. Taigi bebesuotumo nuotraukos demonstruojaSaturno atmosferos savitumą. Ši atmosfera net aktyvesnė už esančiąJupiteryje.

Kosminiai aparatai nuodugniai ištyrė Saturno viršdebesinės atmosferoscheminę sudėtį. Jos 89% sudaro vandenilis. Antroje vietoje – helis (apie11% pagal masę). Pažymėtina, kad Jupiterio atmosferoje jo 19%. Kitos dujosatmosferoje – metanas, amiakas, etanas, acetilenas, fosfidas – sutinkamosmažais kiekiais.

Duomenys, gauti iš “Vojadžerio-1” padėjo su dideliu tikslumu nustatytiekvatorialinį Saturno radiusą. Debesų sluoksnio viršūnės lygyjeekvatorialinis radiusas lygus 60330 km, t.y. jis 9,46 kartų didesnis užŽemės radiusą. Patikslintas taip pat ir apsisukimo aplink ašį periodas (10val. 39 min. – 2,25 kartų greičiau už Žemę). Toks greitas sukimasis privedėprie to, kad Saturno susispaudimas daug didesnis, negu Žemės.Magnetinės Saturno savybėsDuomenų apie magnetinį lauką išvis nebuvo iki to laiko, kol pirmiejikosminiai aparatai pasiekė Saturną. Dėl to, kad Saturnas pagal fizinessavybes gana panašus į Jupiterį, astronomai galvojo, kad pastebimąmagnetinį lauką turi ir Saturnas. Ši hipotezė pasitvirtino.

Apskritai Saturno magnetosfera gana panaši į Žemės, bet, aišku, daugdidesnė. Išorinis magnetosferos radiusas lygus 23 ekvatorialiniams planetosradiusams (Žemės – 10 planetos radiusų).

Radiacinės Saturno juostos tokios plačios, kad tiesiasi ne tik per žiedus,bet ir per kai kurių vidinių planetos palydovų orbitas.

Visos planetos dalelės sukasi su vienodu periodu – tai tuo pat metu yradidesnės planetos masės sukimosi periodas (išskyrus atmosferą, kuri sukasine kaip kietas kūnas).ŽiedaiIš Žemės su teleskopo pagalba gerai matomi trys žiedai: išorinis žiedas A,vidutinio ryškumo; vidurinis, ryškiausias žiedas B ir vidinis neryškuspusiaupermatomas žiedas C. Žiedai šiek tiek baltesni už gelsvą Saturnodiską. Jie yra planetos ekvatoriuje ir yra labai ploni: jų bendras plotisapie 60 000 km, o storis mažiau nei 3 km. Žiedai sukasi ne taip, kaipkietas kūnas, – kuo toliau nuo Saturno, tuo mažesnis greitis. Šiaip Saturnožiedai – tai gigantiška mažų dalelių “krūva”, besisukanti aplink planetą.Dalelės tokios mažos, kad jų nesimato ne tik iš Žemės, bet ir iš kosminioaparato borto. Žiedų sandaros ypatybė – tamsios žiedų “skylės”, kurmedžiagos labai mažai. Didžiausia iš jų (3500 km) skiria žiedą B nuo žiedoA.

Be žiedų A, B ir C “Vojadžeriai” aptiko dar keturis: D, E, F bei G. Visijie labai neryškūs.Žiedai D ir E sunkiai matosi iš Žemės esant labai geromssąlygoms, o žiedai F ir G aptikti pirmą kartą. Žiedų išsidėstymo tvarkanesutampa su abėcėlės tvarka. Pagal nutolimą nuo Saturno tvarka yra tokia:D, C, B, A, F, G, E.

Saturno žiedų dalelės yra turbūt ledinės, viršuje padengti šerkšnu. Tai jaubuvo žinoma iš stebėjimų nuo Žemės, o kosminių aparatų skrydžiai tik taipatvirtino. Dalelių dydis buvo spėjamas nuo centimetrų iki metrų (aišku,dalelės negali būti vienodos; gali būti, kad ir skirtinguose žieduose šisdydis skirtingas).

Buvo pastebėta, kad žiedai turi savo dujinę atmosferą iš neutralausatominio vandenilio. Pridursiu, kad jau iki kosminių aparatų skrydžių daugmokslininkų atspėjo šios atmosferos egzistavimą.

Taip pat “Vojadžeriai” pabandė išmatuoti žiedų masę. Tai buvo gana keblu,nes jų masė bent milijoną kartų mažesnė už Saturno masę. Bet apytiksliai šįskaičių nustatyti pavyko: žiedų masė lygi 17/10 000 000 planetos masės.Saturno palydovaiDar iki kosminių aparatų skrydžių buvo žinomi 10 planetos palydovų, dabarjau žinome 17. Nauji septyni palydovai labai maži, bet kai kurie iš jųįtakoja Saturno sistemos dinamikos dėsnius. Toks yra mažas palydovas,judantis prie išorinio žiedo A krašto; jis neduoda žiedo dalelėms išeiti užšios ribos.

Atlasas. Atlasas (graikų mitologijoje daugiaakis milžinas, saugantis pagalHeros įsakymą Dzeuso mylimąją. Perkeltine prasme – budrus sargas).

Titanas. Titanas – tai antras pagal dydį palydovas visoje Saulės sistemoje.Jo radiusas lygus 2575 kilometrų, o vidutinis tankis lygus 1,881 g/cm3. Taivienintelis palydovas, turintis žymią atmosferą, o be to, ši atmosferatankesnė už bet kurios Saulės sistemos planetos atmosferą (išskyrusVenerą). Pagrindinis atmosferos komponentas -azotas.

Japetas. Turbūt pats paslaptingiausias Saturno palydovas. Buvoužregistruotas tamsus žiedas, kurio skersmuo – 300 km. Vojadžeriniaityrinėjimai rodo, kad šviesi pusė stipriai kraterizuota (kas 10 km – 205kraterių, kurių skersmuo didesnis nei 30 km ir 2000 kraterių, kuriųskersmuo didesnis nei 10 km). Japeto tankis (1,16 g/cm3) būdingas lediniamsSaturno palydovams.

Rėja. Pagal dydį – šis palydovas beveik identiškas Japetui. Rėja – tai ganapaprastas ledinio Saulės sistemos palydovo prototipas. Skersmuo – 1530 km,o tankis – 1,24 g/cm3. Geometrinis albedo lygus 0,6. Paaiškėjo, kadvidurinių Saturno palydovų (nuo Mimaso iki Rėjos, o taip pat Japeto)tankiai artimi vandens tankiui – nuo 1,0 iki 1,4 g/cm3. Yra pagrindasmanyti, kad šie palydovai susideda pagrinde iš vandens (aišku, ne skysto,nes temperatūra -180 laipsnių).

“Vojadžeriai” buvo taip priartėję prie palydovų, kad pavyko sužinoti ne tikjų skersmenis, bet ir perduoti į Žemę jų paviršiaus atvaizdus. Jau yrapirmi palydovų žemėlapiai. Labiausiai paplitę dalykai ten – apskritikrateriai, panašūs į esančius Mėnulyje. Kai kuriuos iš jų reikia paminėtiatskirai. Pavyzdžiui, tai didelis krateris mažame Mimase. Kraterio skersmuo– 130 km, arba trečdalis palydovo skersmens.

Uranas – septinta nuo Saulės planeta ir trečia pagal dydį. Įdomu, kadUranas yra lengvesnis už Neptūną, nors jo skersmuo ir didesnis. Uranaskartais vos matomas labai šviesiomis naktimis. Nedidelis teleskopas parodysnedidelį diską.

Nuotolis nuo Saulės 2870990000 km (19,218 a.e.), ekvatorinis skersmuo 51118 km (4 kartus didesnis už Žemės), masė 14 kartų didesnė už Žemės masę.Vidutinė temperatūra Urane – apie 60 kelvinų.Atradimo istorijaUranas buvo netyčia aptiktas V. Geršelio, kai jis žiūrėjo į dangų proteleskopą 1781 m. kovo 13 dieną. Pradžioje jis pagalvojo, kad tai kometa.Ankščiau, kaip vėliau paaiškėjo, planeta buvo ne vieną kartą stebima, betbuvo laikyta žvaigžde (pats anksčiausias “žvaigždės” aprašas buvo padarytas1690 metais). Urano vardas buvo duotas tik 1850 m. Uranas buvo aplankytastik vienu kosminiu laivu: netoli praskriejo “Vojadžeris-2”. Laivas 81500kilometrų nuotolyje nuo Urano 1986 m. sausio 24-ąją. Jis perdavėtūkstančius vaizdų ir kitų mokslinių duomenų apie planetą, jos palydovus,žiedus, atmosferą. Įvairūs aparatai tyrinėjo žiedų sistemą. Tyrinėjimaiparodė, kad planeta sukasi su 17 minučių 14 sekundžių periodu. Taip patlaivas aptiko ir magnetosferą.Cheminė Urano sudėtis ir fizinės sąlygosUranas iš pradžių formavosi iš kietųjų kūnų ir įvairių ledų. Jis tik 15%susideda iš vandenilio, o helio beveik visai nėra (Jupiterio ir Saturnokontrastas, juk jie susideda daugiausiai iš vandenilio). Metanas,acetilenas ir kiti angliavandeniai egzistuoja daug didesniais kiekiais,negu Jupiteryje ir Saturne.

Mėlyna Urano spalva – tai raudonos spalvos sugėrimo metanu rezultatasatmosferos aukštesnėje dalyje. Turbūt yra ir kitų spalvų debesys, bet jieslepiasi nuo stebėtojų po metano sluoksniu. Urano atmosfera (bet ne patsUranas!) susideda 83% iš vandenilio, 15% iš helio ir 2% iš metano.

Pasirodo, kas Uranas neturi kietojo branduolio. Tai atskiria Uraną (o taippat ir Neptūną) nuo didesnių jo giminaičių.Urano žiedaiKaip ir kitos dujinės planetos, Uranas turi žiedus. Žiedų sistema buvoaptikta 1977 m., kai Uraną dengė žvaigždė. Tolesni stebėjimai parodė, kadyra 9 žiedai. Jei perrinkti juos, pradedant arčiausiu prie planetos, jiepavadinti 6, 5, 4, Alfa, Beta, Gama, Delta ir Epsilonas. “Vojadžerio”kameros taip pat aptiko keletą papildomų žiedų, ir parodė, kad devynipagrindiniai žiedai skendi smulkiose dulkėse. Kaip ir Jupiterio žiedai, jielabai neryškūs, bet, kaip ir Saturno žiedai, Urano žiedai turi savyje ganastambių dalelių, jų dydžiai yra nuo 10 m skersmens iki smulkių dulkių.Urano žiedai buvo atrasti pirmi po Saturno žiedų. Tai turėjo didelęreikšmę, nes buvo galima teigti, kad žiedai – bendra planetųcharakteristiką, kad juos turi ne vien Saturnas. Tai dar viena didelė Uranoreikšmė astronomijai.

Žinomų žiedų kiekis gali padidėti, kaip parodė “Vojadžerio-2” stebėjimai.Prietaisai rodė, kad egzistuoja daug siaurų žiedų (arba, gali būti, nepilnųžiedų arba žiedinių lankų), kurių plotis yra apie 50 metrų.

Urano žiedų struktūros tyrinėjimui gali padėti ir tai, kad du nedidelipalydovai – Kordelija ir Ofelija – yra Epsilono žiedo viduryje. Taipaaiškina netolygų dalelių išsidėstymą žiede: palydovai sulaiko medžiagąaplink save. Taip, pritaikius šią teoriją, buvo spėjama, kad šiame žiededar galima rasti 16(!) palydovų.MagnetosferaSritis aplink dangaus kūną, kur jo magnetinis laukas lieka stipresnis užvisų kitų arti ir toli esančių kūnų magnetinių laukų sumą, vadinamas šiodangaus kūno magnetosfera. Uranas, kaip ir daugelis planetų, turimagnetosferą. Ji neįprasta tuo, kad jos simetrijos ašis su sukimosi ašimisudaro 60 laipsnių kampą (Žemėje šis kampas sudaro 12 laipsnių). Laukointensyvumas Urano paviršiuje bendrais bruožais yra palyginamas su Žemėslauku, nors Urane laukas ir labiau kinta įvairiuose paviršiaus taškuose dėldidelio lauko simetrijos ašies poslinkio nuo Urano centro.

Kaip ir Žemė, Jupiteris ir Saturnas, Uranas turi savo magnetinę uodegą,sudarytą iš elektrizuotų dalelių. Jis tęsiasi per milijonus kilometrų užUrano nuo Saulės. “Vojadžeris” “jautė” lauką, bent 10 mln. kilometrų nuoplanetos.Urano palydovaiUranas turi 17 palydovų. Iki netolimų laikų jų buvo atrasta 15. Jie formavodvi ryškias klases: 10 nedidelių vidinių, labai silpnų pagal ryškumą,palydovų, kurie buvo aptikti “Vojadžerio-2”, ir 5 didelių išorinių. 1997 m.penkiametrinio Palomaro teleskopo pagalba Kanados mokslininkų grupė aptikodar du mažus ir silpnus pagal ryškumą palydovus. Visų Urano palydovų vardaibuvo paimti iš Šekspyro pjesių.

Penkių didžiausių palydovų nuotraukos parodė sudėtingus paviršius,charakterizuojančius audringą geologinę šių kosminių kūnų praeitį.Išankstinė analizė rodo, kad penki didžiausi palydovai – tai ledinių akmenų“krūva”. Didieji Urano palydovai 50% sudaryti iš vandeningo ledo, 20% – išanglies ir azoto junginių, 30% – iš įvairių silikatų. Jų paviršiai, beveikmonotoniškai tamsiai-pilki, rodo apie geologinę istoriją.

Titanija, pavyzdžiui, išsiskiria savo didžiulėmis skylių ir kanjonųsistemomis. Tai rodo, kad praeityje šis palydovas buvo geologiškai aktyvus.Šios detalės gali būti paviršiaus tektoninių judėjimų pasėkme.

Arielis turi ryškiausią ir galbūt geologiškai jauniausią paviršių Uranopalydovų sistemoje. Jis beveik neturi kraterių, kurių skersmuo būtųdidesnis už 50 km.Uranas skaičiuoseMasė – 14, 53 Žemės masės;

Skersmuo – 4 Žemės skersmenys;

Tankis 1,29 g/cm3;

Paviršiaus temperatūra – 220 laipsnių pagal Celsijų;

Žvaigždinės paros trukmė – 15,35 valandų (atbulas sukimasis);

Vidutinis atstumas nuo Saulės – 19,19 a.e. (2871 mln. km);

Apsisukimo aplink orbitą periodas – 84,01 Žemės metų;

Vidutinis judėjimo pagal orbitą greitis – 6,81 km/s;

Atstumas nuo Žemės – nuo 2,6 iki 3,2 mlrd. km;

Palydovų skaičius – 17.

Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta, jis priskiriamas prie planetų-gigančių. Jo orbita kai kur kerta Plutono orbitą. Dar Neptūno orbitą kertaGalilėjo kometa.

Jo vidutinis atstumas nuo Saulės lygus apie 4500 mln. km. Tai reiškia, kadšviesa nuo Saulės iki Neptūno eina daugiau nei 4 valandas. Vieneri metaiten tęsiasi 164,8 Žemės metų.

Ekvatorinis planetos radiusas 24750 km, jis beveik 4 kartus didesnis už

Žemės radiusą. Tuo pat metu planetos sukimasis toks greitas, kad paraNeptūne tęsiasi tik 17,8 valandų. Nors vidutinis tankis (1,67 g/cm3) triskartus mažesnis už Žemės tankį, Neptūno masė dėl jo didumo 17,2 didesnė užŽemės masę. Danguje Neptūnas atrodo kaip žvaigždė, esant dideliam ryškumuituri žalsvo disko pavidalą. Bet jokių detalių nesimato.

Neptūnas turi magnetinį lauką, jo stiprumas ašigaliuose du kartus didesnis,negu Žemėje.Cheminė sudėtis ir fizinės sąlygosNeptūno “ingredientai” panašūs į Urano: įvairūs “ledai” arba sukietėjusiosdujos, yra šiek tiek vandenilio ir helio. Neptūnas turi nedidelį kietąbranduolį (pagal masę lygų Žemei). Neptūno atmosfera – tai daugiausiaivandenilis, helis ir šiek tiek metano.

Neptūne pučia greičiausi Saulės sistemoje vėjai, jų greitis siekia 2200km/val. Jie pučia Vakarų kryptimi, priešingai planetos sukimuisi. Panašiai,kaip Jupiteris ir Saturnas, Neptūnas turi vidinį šilumos šaltinį – jisišskiria du su puse karto didesnę energiją, nei gauna iš Saulės.Atradimo istorijaPo to, kai Geršelis atrado Uraną ir apskaičiavo jo orbitos parametrus, ganagreitai pasirodė mįslingos anomalijos šios planetos judėjime. Ji tai“vėlavo”, tai “skubėjo”, lyginant su apskaičiuotu grafiku. Urano orbitaneatitiko Niutono dėsnio. Tai ir privedė prie minties apie dar vienosplanetos egzistavimą. Ir pagal apskaičiavimus Neptūno egzistavimas buvoįrodytas 19 a. pabaigoje. Tai padarė du astronomai: anglas Adamsas irprancūzas Leverjė. Iš pradžių jie veikė atskirai, o po to susiejo savotyrinėjimus į vieną.Neptūno palydovaiNeptūnas turi 8 žinomus palydovus: keturis mažus, tris vidutinio dydžio irvieną didelį.

Tritonas. Didžiausias iš palydovų, atrastas Laselo (Maltos saloje, 1846m.). Atstumas nuo Neptūno 394700 km, skersmuo apie 3200 km. Galbūt, turiatmosferą. Jo dydis beveik lygus Mėnulio dydžiui, o pagal masę jisnusileidžia Mėnuliui 3,5 karto. Tai beveik vienintelis palydovas Saulėssistemoje, besisukantis aplink savo planetą kryptimi, priešinga pačiosplanetos sukimosi aplink savo ašį krypčiai. Daugelis įtaria, kad Tritonas –kažkada Neptūno “užgrobta” savarankiška planeta.

Nereida. Tai antras pagal dydį Neptūno palydovas. Vidutinis atstumas nuoNeptūno – 6,2 mln. km., skersmuo apie 200 km. Tai pats tolimiausias nuoNeptūno palydovas iš žinomų. Jis daro vieną apsisukimą aplink planetą per360 dienų, t.y. beveik per Žemės metus. Nereida buvo atrasta 1949 metais.Tai padarė Koiperas (JAV).

Proteusas. Tai trečias pagal dydį palydovas. Be to, jis trečias pagalnuotolį nuo planetos: toliau yra tik Tritonas ir Nereida. Negalimapasakyti, kad šis palydovas kažkuo ypatingas, bet jis buvo išrinktasmokslininkų, ir su kompiuterio pagalba buvo padarytas jo trimatis modelis.

Turbūt apie kitus palydovus atskirai kalbėti neverta, nes duomenys apiejuos kalba kaip apie mažas planetėles, kurių pilna Saulės sistemoje.

Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta ir ketvirta pagal dydį tarp visųSaulės sistemos planetų. Nepaisant šios ketvirtos vietos, Uranasnusileidžia Neptūnui pagal masę. Neptūnas gali būti pastebėtas su žiūronais(jeigu jūs tiksliai žinote, kur žiūrėti), bet netgi su didelio teleskopopagalba vargu ar galima pamatyti ką nors daugiau už nedidelį diską.

Neptūnas nutolęs nuo Saulės per 30 a.v., planetos skersmuo – 49,5 tūkst.km., tai yra apie 4 Žemės skersmenis. Masė apie 17 kartų didesnė už Žemėsmasę. Apsisukimo aplink Saulę periodas – 165 nepilnų metų. Vidutinėtemperatūra – 55 laipsnių pagal Kelvino skalę.Didžioji Tamsioji dėmėPo “Vojadžerio-2” praskridimo šalia planetos labiausiai žinoma detaleNeptūne tapo Didžioji Tamsioji Dėmė pietiniame pusrutulyje. Ji du kartusdidesnė už Jupiterio Didžiąją Raudoną Dėmę. Neptūno vėjai nešė DidžiąjąTamsiąją Dėmę į vakarus 300 m/s greičiu. “Vojadžeris-2” taip pat pastebėjomažesnę tamsią dėmę ir nedidelį baltą debesį.Neptūno žiedaiNeptūnas taip pat turi žiedus. Jie buvo atrasti 1981 metais. Stebėjimaileido pastebėti tik silpnus lankus vietoj pilnų žiedų, bet 1989 m.“Vojadžerio-2” nuotraukos parodė juos iki pilnai. Vienas iš žiedų turiįdomią kreivą struktūrą. Kaip ir Urano ir Jupiterio žiedai, Neptūno žiedailabai tamsūs ir jų sandara nežinoma.MagnetosferaNeptūno, kaip ir Urano, magnetosfera keistai orientuota ir turbūt yrasudaroma medžiagos judėjimu. Magnetinė ašis sudaro 47 laipsnių kampą susukimosi ašimi.

Plutonas – tolimiausia Saulės sistemos planeta. Ir mažiausiai išstudijuota.Ji buvo atrasta 1930 metų kovą. Tai padarė amerikietis astronomas K. Tombo.Vėliau Plutonas buvo rastas ir ankstesnėse dangaus nuotraukose, pradedantnuo 1914 metų.

Nuostabi Neptūno ir Urano atradimo istorija iš tikrųjų prasideda nuo Uranoatradimo, nes jei nebūtų Urano stebėjimų, du vėlesni atradimai galėjoužsitęsti ilgus metus.

Plutonas pagal dydį yra panašus į Marsą. Planetos skersmuo lygus 5900 km.

Žiūrint į Saulės sistemos planą, gali susidaryti vaizdas, kad Neptūno irPlutono orbitos susikerta, bet toks įspūdis klaidingas. Be to, atstumastarp šių dviejų planetų niekada negali būti mažesnis už 18 a.v. Arčiau priePlutono, kaip tai bebūtų keista, gali priartėti Uranas – atstumas tarp jųgali kartais sumažėti iki 14 a.v. Bet visgi šis atstumas per didelis.

Plutono masė – 1,1 * 1025 g arba maždaug 1/500 Žemės masės! Neįtikėtina, arne? Planetos skersmuo lygus 2600 km. Kitaip tariant, būtent Plutonas, o neMerkurijus, yra mažiausia planeta Saulės sistemoje. Plutono tankis lygus1,4 g/cm3, beveik kaip ir Jupiterio palydovo Kalisto. Teigiama, kad daugumaplanetos paviršiaus padengta ledu arba šerkšnu.

Temperatūra ten turi būti apie 400 K. Ši reikšmė mažesnė už metanokondensacijos temperatūrą esant labai mažiems slėgiams (500 K). Todėlplanetos paviršiuje gali būti metaninio ledo. Be to, pagal tyrinėjimus buvonustatyta, kad planeta turtinga geležimi.

1955 m. amerikiečiai astronomai Uokeris ir Hardis paskaičiavo planetossukimosi aplink savo ašį periodą – 6 paros 9 valandos ir 16,9 minučių. Po12 metų sovietų astronomas Kiladzė patvirtino šį periodą pagal savotyrinėjimus.

Astronomas Tombo nustatė, kad 13-colinio teleskopo akiračio ribose daugiauplanetų nėra. Jei jos ir egzistuoja, tai arba yra daug toliau, arba yradaug mažesnės. Todėl tolesnių už Plutoną planetų atradimas yra gana sunkusreikalas, jei tik neturės rolės koks nors laimingas atsitiktinumas arbanebus naudojami nauji paieškos metodai. Daug astronomų iš viso abejoja, kadpaieškos gali pasibaigti sėkmingai.

Tarp planetų-gigančių Plutonas atrodo kaip liliputas. Mūsų duomenys apiePlutoną gana riboti: žinoma orbita ir atstumas, spalva ir spindesys, bettiksli jo masė nežinoma. Dėl to, kad Plutone gana žema temperatūra, daugumaplanetos paviršiuje esančių dujų turėtų pereiti į skystą pavidalą arbaužšalti.

Turbūt, Plutonas – tai “bevaisis” šaltas nedidelis rutulys. Jo skersmuošiek tiek mažesnis už pusę Žemės skersmens, o albedo lygus apie 0,15, t.y.du kartus didesnis už Mėnulio albedo. Be abejo, ši planeta nesvetingažmogui: mirtinai šalta naktis tęsiasi ten 76,5 valandų, o po jos ateinatokia pat ilga diena, bet ir dieną Saulės spindesys 1600 kartų silpnesnisnegu Žemėje.

Buvo net versija, kad Plutonas – tai iš viso netikra planeta, o tikpalydovas, kurį “prarado” Neptūnas. Bet šis klausimas negali būti pilnaiišspręstas, kol mes neturime didelių žinių apie palydovų atsiradimą.

Supernovos

Žvaigždės, kurių šviesis dėl sprogimo staigiai padidėja >20 ryškių (šimtusmilijonų kartų).

I tipo supernovomis tampa baltosios nykštukės, kurių masė viršijaČandrasekaro ribą (1.44 M[pic]); nykštukės masė padidėja dėl medžiagosakrecijos iš antro glaudaus nario – raudonosios milžinės. Baltosiosnykštukės branduolys kolapsuoja, jame prasideda sprogstamoji atomųbranduolių sintezė, ir staigus energijos padidėjimas susprogdina žvaigždę.

II tipo supernovomis tampa didelės (>10 M[pic]) masės žvaigždės susidariusjų gelmėse geležiniam branduoliui ir pasibaigus termobrand. reakcijoms.Toks branduolys turi kolapsuoti ir virsti juodąja bedugne. Tam tikromissąlygomis branduolyje susidaro smūginė banga, kuri susprogdina žvaigždėsišorinius sluoksnius; centr. dalis virsta neutroniniu kūnu. II tiposupernovų spektruose matomos vandenilio, jonizuotų kalcio ir geležies,neutralaus natrio emisijos linijos (plačios dėl Doplerio reiškinio dideliugreičiu besiplečiančiame apvalkale).

I tipo supernovų spektruose vandenilio linijų nėra. Išorinių sluoksniųmedžiaga (~10% masės) plinta į visas puses labai dideliu greičiu (I tiposupernovų ~10 000 km/s, II tipo supernovų ~5000 km/s) ir sudaro supernovosliekaną. Sprogstant supernovoms, išsiskiria 1042-1044 J energija. I tiposupernovų randama spiralinėse ir elipsinėse galaktikose, II tipo – tikspiralinių galaktikų vijose. Galaktikoje per pastaruosius 2000 m. atrastos9 supernovos (lent.). Kitose galaktikose jų randama kasmet po kelias.

Juodosios skylės

Dvidešimtame amžiuje fizikoje ir astronomijoje buvo padaryta daug nuostabiųatradimų. Vyksta savotiška grandininė reakcija: aptinkami nepaprastaikeisti reiškiniai, kurie po to nagrinėjami, apmąstomi ir dėl to atrandamidar nuostebesni reiškiniai. Tokia dėsninga gamtos pažinimo raida.

Vienas pačių nuostabiausių kosminių objektų, pastaruoju metu atsidūrusiųfizikų ir astrofizikų ypatingo dėmesio centre, – juodosios skylės. Vien jųpavadinimas ko vertas – skylės Visatoje, ir dar juodos!

Pagal Einšteino bendrąją reliatyvumo teoriją, gravitacijos jėgos yratiesiogiai susijusios su erdvės savybėmis. Kiekvienas kūnas ne tik patsegzistuoja erdvėje, bet ir nulemia jos geometriją. Kartą landus laikraščiokorespondentas kreipėsi į Einšteiną, prašydamas išdėstyti savo teorijąvienu sakiniu taip, kad ją suprastų eilinis skaitytojas. “Anksčiau buvomanoma, – atsakė Einšteinas, – kad, išnykus iš Visatos visai materijai,joje išliktų erdvė ir laikas; reliatyvumo teorija teigia, kad erdvė irlaikas išnyktų kartu su materija.”

Pastaraisiais metais Visatoje buvo aptikta gana daug reiškinių, kurie rodo,kad palyginti nedideliuose erdvės plotuose gali koncentruotis milžiniškosmasės.

Šiuolaikinė teorinė astrofizika yra priėjusi išvadą, kad juodosios skylėsgali būti didelės masės žvaigždžių gyvenimo baigiamasis etapas. Kolcentrinėje žvaigždės dalyje yra energijos šaltinis, aukštos temperatūrosveikiamos dujos plečiasi. Jos spaudžia aukščiau esnčius sluoksnius, tartum“stumia” juos. Tačiau tuo pačiu metu milžiniška žvaigždės traukos jėga“tempia” šiuos sluoksnius į centrą. Kai “degalai” žvaigždės gelmėsevisiškai baigiasi, pamažu ima kristi jos centrinės dalies temperatūra.Sutrikus pusiausvyrai, savo traukos veikiama žvaigždė ima trauktis. Jostolimesnis likimas priklauso nuo masės dydžio. Apskaičiavimai parodė, kad 3– 5 kartus masyvesnės už Saulę žvaigždės traukimosi baigiamasis etapas galivirsti gravitaciniu kolapsu. Susidarys juodoji skylė.

Vis dažniau skelbiamos prielaidos, kad galaktikų branduoliuose irkvazaruose gali būti labai didelės masės juodosios skylės ir būtent jos yrašių kosminių objektų aktyvumo šaltiniai.

Gyvybė

Įsivaizduokite, kad ateityje galėsime keisti Visatos dėsnius fizikos,chemijos ir t.t. Tarkime, kad galėsime nukeliauti į bet kurią Visatos vietąpranirdami pro juodą skylę, per sliek- anges ar transformuodami erdvę. Irkažkur mes surasime kitą pažangią, o gal atsilikusią rasę, kuri turigalimybių išsivystyti iki tokio lygio, kad galės skrosti erdvę. Kaip mes sujomis bendrausime? Juk tokių kontaktų pasekmės gali būti baisios. Arperduosime joms technologijas? Tokie klausimai turėtų kilti ir kitomscivilizacijoms susidūrus su mumis….Tačiau niekas tiksliai nežino, ar sunku atsirasti gyvybei. Tik iš pradžiųatrodo, kad tereikia paimti kelis komponentus, įmesti amino rūgščių, geraisuplakti – ir, šast, yra nauja gyvybė.Jei gyvybės atsiradimas yra dažnas reiškinys, tai Visatoje turi tiesiogknibždėti kuo įvairiausių gyvybės formų. Bet kodėl tada mes neišgirstame jųbalso radijo bangų ir pan.? Gal kitos civilizacijos nenaudoja šiųtechnologijų? O gal naudoja tokias, apie kurias nė nenutuokiame…Jei gyvybės atsiradimas yra retas reiškinys, tai viena civilizacija yranepaprastai toli nuo kitos – ir joms nėra fizinių galimybių ribojantfizikos dėsniams susisiekti. Nebent egzistuotų koks nepaprastasinformacijos perdavimo būdas.Gyvybė gali būti ir ne anglies pagrindu ir mes jų kaip gyvybės formų galimeir neatpažinti Tad ar mokame apibrėžti, kas yra gyvybė?Kita problema: “intelektualusis vystymasis”. Mes kažkaip manome, kadvivilizacijos nuolat tobulėja ir pagaliau “išeina į kosmosą”? kad pokažkiek laiko rasė privalo tapti kosmine super-rase… Tačiau gali būti, kadkitos civilizacijos nevysto techninių technologijų ir nepradeda skraidyti…Jų vystymasis nukreiptas į vidinę erdvę. Ir tada jas labai sunku aptikti…Neaišku, koks yra civilizacijų gyvavimo amžius. Galbūt, – tik kelitūkstančiai metų, o po to jos sunyksta. Tada, net jei Visatoje ir podažniai

atsiranda civilizacijos, vienu metu jų egzistuoja nedaug.O gal ateiviai mus stebi ir su mumis nenori kontaktuoti, nes mes esamežiaurūs ar “pasmerkti’, t.y. beviltiški. Galbūt kontaktų su ateiviais buvopraeityje – ir jų pėdsakai išlikų mituose ir senuosiuose raštuose, senovėssimboliuose ir neaiškiuose reiškiniuose.