Astonomija nuo a iki z

Mokslinis darbas

Visata toks didžiulis ir neaprėbiamas dydis. Vienoje iš visatos dalių
gyvename 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 tai
ir norečiau juos apibrėžti ir detaliau išnagrinėti. Astronomija – mokslas
tiriantis Visatos kūnų ir jų sistemų sandarą, judėjimą, susidarymą, raidą,
Visatos medžiagos fizikinę būseną ir cheminę sudėtį. Žvaigždynas – tai
žvaigždžių grupė su jai priklausančia erdvės dalimi. (88). Žv spindesio
matas – ryškis(m). Ryyškiausios 1 silpniausios 6. Tarp 2 vienetų ryškio
skirtumas 2.5. spindesys (L). dangaus sfera – įsivaizduojama neriboto
spindulio sfera.Vertikali linija einanti per stebėtoją, kerta dangaus sferą
virš galvos esančiame zenito taške. Diametraliai priešingas zenitui yra
nadyras. Plokštuma statmena linijai ir liečianti žemės paviršių stebėtojo
vietoje 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 ir
nadyrą – dangaus dienovidinio plokštuma. Jos susikirtimo su dangaus sfera
linija – dienovidinis. Dienov ir horiz ploktumų susikirtimo linija –
vidurdienio linija. Puusapskritimis einantis per zenitą, šviesulį ir nadyrą
– šviesulio vertikalis. D sfera su visais šviesuliais sukasi apie dangaus
ašį, kertančią Dsferą 2 taškuose (šiaurės ir pietų ašigaliai). Didysis
apskritimas kurio plokštuma yra statmena d ašiai, eina per stebėtoją
vadinamas dangaus pusiauju.(ekvatorius). Dsferos apskritimas, kurio
plokštuma yra lygiagreti dp

pusiaujo plokštumai vadinamas šviesulio dangaus
lygiagrete (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 iki
šviesulio vertikalo ir horiznto susikirtimo taško einant vakarų kryptimi
nuo 0iki360. Šviesulio deklinacija d yra jo kampinis nuotolis nuo dangaus
pusiaujo. Į šiaurę +, pietus – (+90-90) rektasencija a lankas matuojamas
išilgai dangaus pusiaujo nuo pavasario lygiadienio taško iki šviesulio
deklinacijos 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 ji
atsirado? Kas jos centre? Kas ją sudaro? Kaip viskas vyksta? Į šuos ir
kitus klausimus netrukus ir atsakysime.

Visatos evoliucija

Visatos evoliucijoje skiriami keli etapai, kurie skiriasi medžiagos ir jėgų
laukų struktūra ir vykstančiais fiziniais procesais. Laikotarpis prrieš
Didįjį sprogimą vadinamas singuliarumu; išvertus tai reiškia taškinė
būsena. Tada Visata tarsi neturėjo jokių matmenų ir tilpo begalinio tankio
taške. Singuliarumo būsenoje jokie fizikos dėsniai negalioja, todėl apie ją
nieko 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 eros
pradžioje pirmiausia atsiskyrė gr

ravitacinis laukas ir susidarė to lauko
kvantai – gravitonai. Po to, kai laikrodis rodė 10-31 s, o temperatūra buvo
1028 K, atsiskyrė stiprusis laukas ir susidarė sunkiųjų elementariųjų
dalelių plytos – 6 rūšių kvarkai ir antikvarkai bei jų sąveikos kvantai –
gliuonai. Kai laikas buvo 10-10 s, atsiskyrė silpnasis ir elektromagnetinis
laukai, ir susidarė lengvosios elementariosios dalelės – leptonai
(elektronai, miuonai, tauonai ir 3 rūšių neutrinai) ir antileptonai, jų
sąveikos kvantai, taip pat elektromagnetinio lauko kvantai – fotonai.
Materijos tankis per šį laiką sumažėjo nuo 1093 iki 1024 g/cm3, o
temperatūra – 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 erą
sumažėjo 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 po
Didžiojo sprogimo. Hadronai, susidūrę su antihadronais, anihiliavosi, bet
dėl nedidelio hadronų skaičiaus pertekliaus dalis jų išliko ir vėliau
sudarė dabartinės Visatos medžiagą. Jeigu hadronų būtų buvę tiksliai tiek,
kiek antihadronų, tai dabar pasaulis būtų praktiškai “tuščias”. Visatoje
vyravo leptoninės dalelės – elektronai, pozitronai, miuonai ir trijų rūšių
neutrinai, jų antidalelės, taip pat fotonai. Protonų ir neutronų buvo apie
milijardą kartų mažiau negu leptonų. Materijos tankis krito nuo 1014 iki
104 g/cm3, temperatūra – nuo 1012 iki 3 mlrd. K.
Po leptonų eros prasidėjo spinduliavimo era, kuri tr
ruko nuo 10 sekundžių
iki 300000 metų po Didžiojo sprogimo. Materijos tankis sumažėjo nuo 104
g/cm3 iki 10-20 g/cm3, temperatūra – nuo 3 mlrd. iki 3000 – 4000 K. Eros
pradžioje dėl anihiliacijos staigiai sumažėjo elektronų ir pozitronų.
Kadangi elektronų buvo šiek tiek daugiau, jų dalis išliko ir jie vėliau su
protonais ir neutronais sudarė atomus. Bet tai įvyko gerokai vėliau, jau
medžiagos eroje. Per pirmas 3 minutes iš protonų ir neutronų susidarė
sunkiojo vandenilio – deuterio branduoliai deutronai ir helio branduoliai
helionai. Šios branduolinės reakcijos nulėmė ikižvaigždinės medžiagos
cheminę 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 yra
neskaidri fotonams, t.y. šviesai. Laisvieji elektronai sklaido fotonus ir
iškraipo 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 Didžiojo
sprogimo Visata staiga praskaidrėjo ir prasidėjo medžiagos era, kuri
tęsiasi iki šiol.
Visatos teotija
Olandų astronomas V. de Siteris keliai metais anksčiau negu Hablis
stebėjimais įrodė, kad visata plečiasi. Netrukus rusų matematikas A.
Fridmanas atrado daugelį Einšteino lygčių sprendinių, rodančių, kaip laikui
bėgant kinta visatos spindulys ir vidutinis tankis.

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

1946 m. Dž. Gamovas iškėlė hipotezę, pagal kurią pradinės bū

ūsenos visatos
temperatūra buvo nepaprastai aukšta. Gamova taip pat teigė, kad pirmosiomis
visatos plėtimosi minutėmis iš pirmykščio vandenilio susidarė paprasčiausi
ir 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 nuolat
susidaro vandenilio atomai, iš jų žvaigždės ir galaktokos formuojasi tokiu
tempu, kad kompensuotų galaktikas dėl visatos plėtimosi išnykstančias iš
regėjimo lauko. Pokario laikotarpiu radijo bangomis tiriant tolimas visatos
sritis, kilo karštos diskusijos, kuris – nuostoviosios ar
evoliucionuojančios – visatos modelis geriau atitinka stebėjimų rezultatas.
Šiek tiek apie visatą. Dabar pradėsime nagrinėti askiras visatos dalis ir
reiškinius, kurie vyksta aplinkui mus. Tai Galaktikų susidarymas iš ūkų,
kurie nuolat atsiveria ir jų daugėja. Juodosios skylės kas tai? Milžiniški
gama spindulių spiečiai „ryjantys“ šviesą ar transporto priemonė keliauti
visatoje? Tai pat išsiaiškinsime kas tos galaktikos ir kiek jų yra, bei kas
jas 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 tai
nebuvo gauta, o kai kurios išvados (tai, kad Visata plėčiasi su pagreičiu)
netgi prieštaravo infliacinei teorijai. Dabar naujieji BOOMERanG duomenys
dalinai paremia šią teoriją.

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

Tarpžvaigždiniai ūkai (kosminiai debesys) yra įvairūs ir nepaprastai
svarbūs šiuolaikinės astronomijos tyrimo objektai. Kai kurie jų matomi
įvairiose dangaus vietose kaip šviesios dėmelės, panašios į švytinčią
miglą.

Ūkų katalogai

Per daugelį metų astronomai sudarė keletą ūkų katalogų. Vieną žymiausių
katalogų 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 su
atrandamomis naujomis kometomis. XIX a. pabaigoje išsamų katalogą sudarė
danų astronomas Johanas Drejeris (1852-1926), remdamasis Viljamo Heršelio
(1738-1822) ir jo sūnaus Džono (1792-1871) stebėjimais. Tai “Naujasis
bendrasis katalogas”, sutrumpintai vadinamas NGC (New General Catalogue).
Dabar ūkams žymėti naudojami NGC ir M (Mesjė) katalogų numeriai.Mesjė savo
kataloge pažymėjo visus miglotus objektus, pradedant žvaigždžių spiečiais,
dujų ūkais ir baigiant Andromedos ūku (M 31) ir kitomis į jį panašiomis
sistemomis, kurios, kaip žinia, yra galaktikos. Norėdami išvengti
painiavos, astronomai susitarė ūkais vadinti tik dujų ir dulkių
debesis.Galaktiniai ūkai yra dviejų pagrindinių tipų: emisiniai ir
atspindžio. Ir vieni, ir kiti stebimi ne tik mūsiškėje Paukščių Tako, bet
ir kitose galaktikose. Vadinamasis Tarantulo ūkas yra Didžiajame Magelano
Debesyje ir žymimas Aukso Žuvies 30, arba NGC 2070 (Drejerio kataloge). Jis
daug didesnis už Oriono ūką M 42, geriausiai žinomą iš visų mūsų Galaktikos
ūkų. Visų ūką pagrindinis sandas yra vandenilis – labiausiai paplitęs
visatoje cheminis elementas. Be to, ūkuose yra daug dulkių, kurios sugeria
žvaigždžių šviesą. Kai kuriuose ūkuose slypi objektai, kurių pamatyti
neįmanoma, bet galima nufotografuoti jų skleidžiamus infraraudonuosius
spindulius. Toks yra, pavyzdžiui, Beklino objektas Oriono ūke. Tai gali
būti nepaprastai spindulinga žvaigždė, visiškai pasislėpusi nuo mūsų.Ūkai
yra 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 skendinčios
ūkuose. Jei žvaigždės labai karštos, spinduliuodamos jos sužadina ūko
vandenilio dujas, kurios pačios ima švytėti. Kadaise manyta, kad kai kurios
ūkų spektruose matomos linijos atsiranda todėl, kad spinduliuoja dar
nežinomų cheminių elementų atomai, bet vėliau paaiškėjo, jog jos priklauso
žinomiems elementams, tokiems kaip deguonis, tik esantiems labai
neįprastose sąlygose. Jei žvaigždės nelabai karštos, ūkas tik atspindi
šviesą. Kai ūko kaimynystėje žvaigždžių nėra, jis visai nešviečia. Ūkas
būna tamsus ir pastebimas tik dėl to, kad sulaiko anapus jo esančių
žvaigždžių šviesą. Pro nedidelius teleskopus matomi įvairūs galaktiniai
ūkai, tiktai tokių gražių spalvų, kokios yra pateiktose nuotraukose, akimi
įžiūrėti neįmanoma. Tikrosios ūkų spalvos tokios ir yra, bet jie šviečia
taip blyškiai, kad akis nepajėgia skirti spalvų.
Valteris Badė (1893-1960) pasiūlė išskirti dvi mūsų Galaktikos (taip pat ir
kitų galaktikų) sritis: I ir II populiacijas. I populiacija – tai sritis,
kur daug tarpžvaigždinės medžiagos, o ryškiausios žvaigždės karštos ir
baltos. II populiacijos srityse tarpžvaigždinės medžiagos beveik nėra – ją
sunaudoja susidarančios žvaigždės; ryškiausios žvaigždės čia yra
raudonosios milžinės. Jos yra smarkiai evoliucionavusios, taigi II
populiacija, atrodo, sena. Dujų debesys yra I populiacijos objektai, ir
juose esančios žvaigždės yra jaunos.

Žvaigždžių susidarymas

Žvaigždės susidaro iš besitraukiančios ir tankėjančios tarpžvaigždinės
medžiagos – ūkų, tokių, kaip Oriono, Lagūnos, Trilypis. Žvaigždės susidaro
ir kitur, pavyzdžiui, Didžiajame Magelano Debesyje ar spiraliniame
Andromedos ūke. Tamsios ūkų dėmelės, vadinamosios globulės, veikiausiai yra
žvaigždžjų užuomazgos.
Ūkuose gausu žvaigždžių, kurių spindesys kinta. Jos vadinamos Tauro T tipo
kintamosiomis ir turbūt yra ankstyvųjų evoliucijos stadijų žvaigždės, dar
tebesitraukiančios 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 jauniausių
žinomų 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 Tauro
žvaigždyne, atrodo, kad jie labai panašūs; iš tikrųjų šie ūkai yra
diametraliai priešingų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Omega – difuzinis
ūkas, kuriame iš tarpžvaigždinės medžiagos susidaro žvaigždės. Krabo ūkas
yra supernovos sprogimo liekana; jo centre slypi pulsaras – kolapsavusi
labai tanki žvaigždė.

Ūkai: ankstyvoji stadija

Su jauna Tauro T žvaigžde, kurios spindesys kinta netaisyklingai, susijęs
įdomus ūkas; ši žvaigždė dar tik artėja prie pagrindinės sekos. Oką 1852 m.
atrado anglų astronomas mėgėjas Dž. R. Hindas, kuris 17,8 cm skersmens
refraktoriumi ieškojo asteroidų ir prabėgom pastebėjo nedidelį ūką ties
Tauro T žvaigžde. Po 9 metų ūkas išnyko. Vėliau buvo matomas tik pro
didelius teleskopus. Oficialiai jis žymimas NGC 1554. Dabar ūkas toli gražu
ne toks įspūdingas, koks buvo atradimo metu. Be to, Tauro T žvaigždė nėra
tokia karšta, kad galėtų sužadinti ūko dujas ir priversti jas švytėti. Ji
yra infraraudonųjų spindulių šaltinis, ir, be abejonės, susijusi su gretimo
ūko 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 ir
įprasti galaktiniai dujų ūkai, pavyzdžiui, M 42 Orione. Giliai šio ūko
gelmėse slypi Beklino objektas – stiprus infraraudonųjų spindulių šaltinis;
nuo Žemės stebėtojo akių jį slepia ūko medžiaga. Tai gali būti arba labai
jauna žvaigždė, arba labai spindulingas objektas, šviesumu prilygstantis
milijonui saulių. Deja, šito sužinoti neįmanoma, kadangi ūko uždangą
įveikia 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 Vežėjo
AE, 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. metų
ji buvo Oriono ūko rajone. Į priešingą pusę panašiu greičiu juda kita 0
klasės žvaigždė-Balandžio Miu (u. Col), maždaug tiek pat nutolusi nuo
Oriono ūko. Spėjama, kad šias žvaigždes iš jų susidarymo vietos išsviedė
kažkoks gigantiškas trikdymas.

Planetiškieji ūkai

Kiti ūkai yra vėlyvų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Vieni tokių yra pla-
netiškieji ūkai, kurie atrodo kaip maži, blausiai šviečiantys diskai arba
žiedai, panašūs į planetų žiedus. Planetiškieji ūkai yra dujiniai, bet
neturi bendro nei su planetomis, nei su difuziniais ūkais; populiarus jų
pavadinimas vargu ar gali būti labiau nevykęs. Geriausiai žinomas Žiedo
ūkas M 57 Lyros žvaigždyne, atrastas 1779 m. Tai apskritas labai retų dujų
burbulas, kurio centre spindi žvaigždės. Žiūrint iš šono, kraštuose matoma
daugiau švytinčios medžiagos negu centre, užtat ūkas atrodo panašus į
žiedą. M 57 skersmuo – maždaug šviesmetis; jį sudaro dujos, milijonus kartų
retesnės už orą jūros lygyje. Kai kurie planetiškieji ūkai yra didesni;
pavyzdžiui, NGC 7293 Vandenio žvaigždyne yra dukart didesnis už M 57. Yra
asimetrinių planetiškųjų ūkų, kaip antai, Pelėdos ūkas M 97 Didžiųjų
Grįžulo Ratų žvaigždyne, Hantelio ūkas M 27 Laputės žvaigždyne.
Planetiškieji ūkai plečiasi, ir jų amžius negali viršyti keliasdešimt
tūkstančių 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 išorinius
sluoksnius; taigi planetiškųjų ūkų centre spindinčios žvaigždės yra
apnuoginti senų raudonųjų milžinių branduoliai. Jos labai karštos –
paviršiaus temperatūra apie 50 000 laipsnių. Šių žvaigždžių branduolinio
kuro atsargos išeikvotos. Teorija, teigianti, jog ūkas atsiranda žvaigždei
nubloškus apvalkalą, gerai dera su spėjama evoliucijos seka, nors tai
anaiptol nereiškia, kad kiekviena žvaigždė evoliucijos pabaigoje nusimeta
planetiškąjj ūką.

Žvaigždės
Žvaigždės — tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos
rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesnių
cheminių elementų priemaiša. (Plazma (gr. plasma — lipdinys, darinys)
vadinamos jonizuotos dujos, kuriose įvairiarūšių elektringųjų dalelių
koncentracija yra vienoda, todėl sistema beveik neutrali.) Žvaigždės
skleidžia elektromagnetines bangas (šviesos, ultravioletinius, Rentgeno bei
infraraudonuosius spindulius) ir elektringąsias daleles (protonus bei
elektronus). Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu
vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Ji ir palaiko
žvaigždžių spinduliavimą.

Žvaigždės yra įvairaus dydžio: jų skersmuo gali būti nuo kelių šimtųjų iki
šimtų Saulės masių, o masė — nuo kelių dešimtųjų iki keleto dešimčių Saulės
masių (Saulė yra vidutinio dydžio žvaigždė). Žvaigždės susidarė ne tik
formuojantis galaktikoms, bet ir vėliau – jos įsižiebia netgi mūsų laikais,
kai tik didžiuliame kosminiame dujų ir dulkių debesyje dėl smūginės bangos
ar kitų priežasčių susidaro maždaug kelių šviesos mėnesių skersmens
sutankėjimas ir jo traukos jėga pasidaro pakankama aplinkinių dalelių
chaotiškam judėjimui įveikti. Didėjant sutankėjimo masei, jis vis stipriau
traukia ir apima vis didesnę debesies dalį. Antra vertus, besitraukiantis
kamuolys vis greičiau sukasi, nublokšdamas nuo savęs kai kurias lėtai
krintančias daleles atgal į erdvę. Susispausdama medžiaga įkaista, ypač
centrinė besiformuojančios žvaigždės (prožvaigždės) dalis, iš jos laikas
nuo laiko išsiveržia ugnies pliūpsniai. Kosminis Hablo teleskopas įgalino
1995 m. pirmą kartą tiesiogiai pamatyti paslaptingą žvaigždžių gimimą.
Žvaigždžių embrionai regimųjų spindulių dar neskleidžia, užtat labai
ryškiai matyti minėtieji plazmos srautai, taip pat debesų kraštai,
apšviesti aplinkinių žvaigždžių. Prožvaigždė tampa tikra žvaigžde, kai
temperatūra jos centre pasiekia maždaug 3 milijonus laipsnių ir įsidega
branduolinė vandenilio virtimo heliu reakcija. Saulės masės žvaigždė
susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Jei prožvaigždės masė mažesnė
negu 0,08 Saulės masės, tai jai traukiantis nesusidaro reikiama temperatūra
ir žvaigždė neįsidega – tokia nepavykusi žvaigždė yra vadinama rudąja
nykštuke.

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 formuojasi
žvaigždės, sudaryti didžiąja dalimi iš vandenilio. Deja, vandenilio virtimo
heliu reakcija gali prasidėti tik suartėjus vandenilio branduoliams iki
labai mažo atstumo. Betgi vandenilio branduoliai – protonai, turintys
vienodą elektros krūvį, labai stipriai stumiasi vienas nuo kito, tad ši
reakcija turėtų prasidėti tik nepaprastai aukštoje – milijardų laipsnių –
temperatūroje, iki kurios prožvaigždė įkaisti negali. Tik apie 1930 m. buvo
suprasta, kad protonai, kaip mikrodalelės, sugeba suartėti, tarsi
praeidamos tuneliu elektrinį barjerą. Tad žvaigždei užsidegti pakanka
gerokai mažesnės temperatūros. Suartėję du vandenilio branduoliai virsta
sunkiojo vandenilio – deuterio branduoliu, be to, atsiranda pozitronas ir
neutrinas. Susidaręs deuteris jungiasi su vandeniliu į helio izotopą,
išspinduliuodamas gama spindulių kvantą. O du tokie helio branduoliai
pagamina sunkesnį helio izotopą. Vykstant šiai reakcijų grandinėlei, keturi
vandenilio branduoliai virsta vienu helio branduoliu ir išsiskiria gana
didelis kiekis (27 MeV) energijos. Kai žvaigždėje yra anglies priemaišų,
kurios veikia kaip katalizatorius, vyksta šiek tiek kitokia reakcijų
grandinėlė.

Helio branduoliai turi dvigubai didesnį elektros krūvį negu protonai, todėl
heliui virsti sunkesniais elementais reikalinga dar aukštesnė – šimto
milijonų laipsnių – temperatūra. Ji susidaro po to, kai žvaigždės centre
baigiasi vandenilio degimo reakcijos ir, vėstančiai plazmai neįstengiant
atsverti gravitacijos jėgų, žvaigždė ima vėl trauktis į centrą. Tada du
helio branduoliai jungiasi į nestabilų berilio branduolį, o šis prieš
suskildamas kartais suspėja prisijungti dar vieną helio branduolį, ir
susidaro anglis. Taip palaipsniui žvaigždėse, esant pakankamai
temperatūrai, vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, tačiau išskiriamos
energijos 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 aukštesnė
temperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinės
reakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija. Be to,
skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažos
ir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi.

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

Žvaigždės pagrindinės charakteristikos yra jos paviršiaus temperatūra,
nustatoma iš žvaigždės spalvos, ir šviesis – energija, kurią žvaigždė
išspinduliuoja per l sekundę (kadangi žvaigždės yra įvairiais atstumais
nutolusios nuo Saulės, tai norint nustatyti šviesį, reikia išmatuoti ne tik
stebimą žvaigždės ryškį (spindesį), bet ir atstumą ligi jos). Tos dvi
žvaigždžių charakteristikos įgalina sudaryti pačią žinomiausią
astronomijoje – Hercšprungo (Hertzsprung) ir Raselo (Russell) diagramą,
pavadintą jos autorių vardais (dažnai sutrumpintai vadinamą HR diagrama).
Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku toje diagramoje, o
panašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškai
išsidėsto išilgai kreivės, pavaizduotos punktyru. Tai pagrindinė žvaigždžių
seka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždės bei vėlyvųjų
stadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jos
taškas atsiduria toje kreivėje (tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė,
taigi ir jos temperatūra). Vėliau, vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vis
labiau įsidega, kyla jos temperatūra ir didėja šviesis, tad žvaigždė iš
lėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galima
tirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų evoliuciją. Panagrinėkime Saulės
raidą (ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei). Saulė įsidegė prieš
4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke.
Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dar
toli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulės
evoliucija išilgai pagrindinės sekos. Baigiantis vandenilio jungimosi
reakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis (nes degimo produktų slėgis
nebeatsveria traukos jėgų), o medžiagai susi-spaudžiant, jos temperatūra
pakyla. Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis – helio sintezės
reakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima plėstis, jos šviesis
stiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje į
viršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelis
šimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.

Taigi kada nors ateityje Saulė gerokai išsiplės ir spinduliuos daugiau
energijos: iš pradžių ji sudegins Merkurijų, dar vėliau, jai išsiplėtus
beveik ligi Žemės orbitos, mūsų planeta irgi užvirs, išgaruos, o jos
likučiai nukris į Saulę. Ši liūdna prognozė visai pagrįsta, laimė, tai
įvyks dar labai negreit. Žvaigždės šerdžiai labai įkaitus, staiga – galingu
žybsniu – 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 dar
išauga. Helio jungimosi reakcijai priartėjus prie žvaigždės paviršiaus, jos
šviesis 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 visas
puses, sudarydami burbulo pavidalo ūką aplink žvaigždę. Likusioji žvaigždės
dalis, palaipsniui gęstant branduolinėms reakcijoms, virsta iš pradžių
baltąja, o po to juodąja nykštuke. Panašiai, bet žymiai greičiau
evoliucionuoja žvaigždės, kurių masė keletą kartų didesnė už Saulės masę.
Jeigu prožvaigždės masė viršija šimtą Saulės masių, tai jos centras labai
greitai ir smarkiai susispaudžia bei įkaista, vandenilio jungimosi reakcija
prasideda taip audringai, kad žvaigždė susprogsta ir išsilaksto į šalis.
Jei prožvaigždės masė yra mažiau nei šimtas, bet daugiau nei 8-10 Saulės
masių, jos irgi laukia katastrofa bei ypatingas likimas. Tokia žvaigždė
gana greitai evoliucionuoja į supermilžinę su geležine šerdimi, kurioje
nebevyksta jokios termobranduolinės reakcijos. Kai tokios šerdies masė
pasidaro lygi maždaug 1,5 Saulės masės, jos traukos jėga taip sustiprėja,
kad jai nebegali atsispirti elektrinės jėgos tarp dalelių: protonai
susijungia su elektronais ir virsta neutronais. Centrinė žvaigždės dalis
per sekundę virsta didžiuliu, labai tankiu atomo branduoliu – neutronų
kamuoliu. Toks staigus medžiagos susitraukimas, arba kolapsas, sukelia
nepaprastai galingą smūginę bangą. Žvaigždė sprogsta, jos didžioji dalis
išsilaksto į visas puses 5000-10 000 km/s greičiais. Jei tai įvyksta mūsų
Galaktikoje, danguje staiga sužimba nauja labai ryški žvaigždė, nes tuo
metu ji spinduliuoja maždaug tiek pat energijos kiek milijardas saulių.
Tokia sprogusi žvaigždė vadinama supernova. Istoriniais laikais tai yra
įvykę keletą kartų. Antai kinų metraščiai 1054 m. aprašė naujos žvaigždės
atsiradimą Tauro žvaigždyne. Ji buvo matoma netgi dienos metu plika akimi
23 dienas. Palaipsniui toje vietoje atsirado Krabo ūkas – į visas puses
plintantis žvaigždės sprogimo debesis. O visai neseniai, 1987 m.,
astronomai labai susidomėję stebėjo supernovą, sužibusią gretimoje
galaktikoje – Didžiajame Magelano Debesyje.

Supernovos išsklaido žvaigždžių gelmėse susidariusius įvairius cheminius
elementus po kosminę erdvę ir tuo būdu praturtina jais tarpžvaigždinę
medžiagą, iš kurios formuojasi naujos žvaigždės. Visi mes esame sudaryti iš
supernovų sprogimo produktų.

Ilgą laiką dauguma astronomų manė, kad grandiozinio žvaigždės sprogimo metu
išsilaksto ir žvaigždės šerdis. Tačiau 1967 m. buvo aptikti pulsarai –
žvaigždės, siunčiančios didelio dažnio reguliarius radijo signalus. Po
labai atkaklių ir dramatiškų tyrinėjimų buvo nustatyta, kad tai yra labai
greitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninės
žvaigždės – supernovų branduoliai. Spinduliavimas sklinda iš neutroninių
žvaigždžių magnetinių polių vietų, ir, žvaigždei sukantis, jos spindulių
pluoštas, lyg sukamas prožektorius, periodiškai švytruoja po dangų. Ši
hipotezė visiškai pasitvirtino atradus pulsarą Krabo ūko centre.

Teoriškai nustatyta, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti maždaug
trijų Saulės masių. Jeigu po supernovos sprogimo lieka masyvesnis objektas,
tai jis ir toliau traukiasi, ir jokios jėgos nebegali atsispirti
milžiniškai visuotinės traukos jėgai – žvaigždė virsta juodąja bedugne:
nepaprastai masyvia ir tankia žvaigžde, iš kurių traukos lauko negalėtų
ištrūkti joks kūnas ir netgi spindulys. Juodasias bedugnės pagrindė 1917 m.
vokiečių astrofizikas K. Švarcšildas (Schwarzschild), remdamasis ką tik
sukurta bendrąja reliatyvumo teorija. K. Švarcšildas apskaičiavo, iki kokio
dydžio turi susitraukti žvaigždė, kad ji virstų juodąja bedugne. Kuo
mažesnis žvaigždės radiusas, tuo stipresnis jos traukos laukas ir tuo
didesnį greitį turi įgyti kūnas, kad įveiktų žvaigždės trauką. Saulei tas
greitis lygus 600 km/s (Žemei tai – antrasis kosminis greitis – 11,2 km/s).
Iš neutroninės žvaigždės gali pasprukti tik dalelės, įgijusios milžinišką
10000 km/s greitį. Kai, traukiantis žvaigždei, tas pabėgimo greitis
padidėja ligi šviesos greičio, žvaigždė tampa neįveikiamais spąstais bet
kokiam kūnui ar elementariajai dalelei, taigi ir fotonui – susidaro juodoji
bedugnė. Tai įvyksta žvaigždės radiusui sumažėjus ligi vadinamojo
Švarcšildo radiuso, kuris Saulei lygus maždaug 3 km, t.y. ji virstų juodąja
bedugne tik susitraukusi 1016 kartų! Laimė, tai mūsų Saulei negresia.

Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją, labai stiprus juodosios bedugnės
traukos laukas smarkiai iškreipia erdvę ir laiką, o įvykiai skirtingiems
stebėtojams atrodo visai kitaip. Hipotetiniam stebėtojui, kuris traukiasi
kartu su žvaigžde (ir išlieka nesuplėšytas gigantiškų jėgų), atrodo, kad ir
pasiekus gravitacinį radiusą, žvaigždės traukimasis vyksta toliau ir
žvaigždė virsta materialiu tašku (tiesa, kai atstumai labai maži, bendroji
reliatyvumo teorija nustoja galioti, tad to stebėtojo galutinis likimas
nėra aiškus). Tuo tarpu stebėtojui, tiriančiam žvaigždės kolapsą iš tolo,
atrodo, kad žvaigždės traukimasis lėtėja artėjant prie gravitacinio
radiuso, ir žvaigždė tarsi sustingsta, pasiekusi tą dydį.

Juodųjų bedugnių teoriją išplėtojo S. Hokingas (Hawking), vienas žymiausių
šių dienų teoretikų (nors jis jau daugiau kaip dvidešimt metų yra sunkios
ligos prikaustytas prie invalido vežimėlio ir gali judinti tik kelis vienos
rankos pirštus, kuriais valdo kompiuterį bei kalbos sintezatorių). S.
Hokingas įrodė, kad juodosios bedugnės nėra absoliučiai juodos. Labai
stipriame tokios bedugnės traukos lauke gali gimti dalelių ir antidalelių
poros, kai kurios iš jų, įgavusios didelius greičius, pasprunka iš
juodosios bedugnės, nusinešdamos jos energijos. Be to, jei netoli tokios
bedugnės elementarioji dalelė virsta dviem dalelėmis, tai viena iš jų gali
būti pagrobta bedugnės, o kita, atšokusi į kitą pusę, gali išvengti
juodosios bedugnės ir nuskrieti, spinduliuodama fotonus. Dėl to vienišos
bedugnės energija, taigi ir jos masė, po truputį mažėja, šis keistas
objektas tarsi „garuoja“. Antra vertus, bedugnė pagrobia jos aplinkoje
skriejančius 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. Aptikti
vienišą bedugnę pagal jos „garavimą“ ar traukos lauko veikimą nepaprastai
sunku. Laimė, žvaigždės dažnai gimsta poromis, tik ne dvynukėmis, o
skirtingos masės, tad jų evoliucija esti nevienoda. Masyvesnei žvaigždei
baigus savo evoliucijos kelią ir virtus juodąja bedugne, jos kaimynė vis
dar gali būti raudonoji milžinė. Šioji lengvai netenka savo medžiagos, kuri
krinta į juodąją bedugnę ir sudaro akrecijos diską apie ją (be abejo,
žymiai mažesnį ir retesnį, negu aplink bedugnes galaktikų centruose. Tokią
keistą dvinarę sistemą galima atpažinti iš neįprasto jos spinduliavimo. Nuo
tų laikų, kai atsirado rentgeno astronomija, mokslininkus stebino labai
ryškus šių spindulių šaltinis Gulbės žvaigždyne, pavadintas Cyg X1. Jis
buvo sutapatintas su mėlynąja supermilžinę, kurios masė yra apie 20 Saulės
masių. Tos žvaigždės spektro linijos periodiškai – kas 5-6 dienos –
pasislenka į vieną ar j kitą pusę, ir tai liudija, kad ši žvaigždė sudaro
dvinarę sistemą su kita žvaigžde ir abi jos skrieja apie bendrą masių
centrą. Antroji žvaigždė ir yra ryškus Rentgeno spindulių šaltinis, o
greitas jo intensyvumo kitimas reiškia, kad tas šaltinis yra labai mažas.
Apskaičiuota jo masė prilygsta maždaug 10 Saulės masių, tad tai negali būti
neutroninė žvaigždė (kurios masė neviršija 3 Saulės masių). Remiantis
tokiais samprotavimais daroma išvada, kad Cyg X1 nematomasis narys yra
juodoji bedugnė.

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

Tokios žvaigždės susidaro iš pirminio debesies, kuriame yra ne vienas, o
keli sutankėjimai. Tad susiformuoja dvi, o retkarčiais ir daugiau artimų
žvaigždžių, besisukančių apie bendrą masės centrą. Viena iš jų gali tapti
juodąja bedugne. O jeigu jos kaimynė yra gana arti ir lengvai netenka savo
medžiagos, tai apie juodąją bedugnę susidaro krintančių dalelių verpetas.
Pastarąjį, kaip ir aktyviųjų galaktikų branduolius, įmanoma pastebėti iš
neįprasto spinduliavimo.

Pirmuoju kandidatu į juodąsias bedugnes tapo labai stiprus Rentgeno
spindulių šaltinis Skorpiono žvaigždyne, vėliau buvo aptikta ir daugiau
panašių objektų. Astronomai labai atidžiai tyrė jų spinduliavimą įvairiomis
bangomis, tikrino ir kitas hipotezes, tačiau daugelis kandidatų į juodąsias
bedugnes atlaikė visus patikrinimus. Todėl optimistai teigia, kad juodosios
bedugnės jau atrastos, o skeptikai dar palieka kelių procentų kitokio
interpretavimo galimybę.
Žvaigždynai
Mes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankis
artimas vidutiniam. Artimiausia mūsų kosminė kaimynė – Centauro Proksima
yra toliau kaip už 4 šviesmečių; 10 šviesmečių spinduliu aplink Saulę
žvaigždžių nedaug. Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių,
kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yra
Sietynas (Plejadės), arba Septynios Seserys, Tauro žvaigždyne. Plika akimi
galima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius.

Padrikieji žvaigždžių spiečiai

Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai.
Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie
netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių iš
tūkstančių žvaigždžių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių vos
keliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškinti
atsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliaute
Padrikieji spiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausios
žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai,
rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Kosminiu mastu
Sietynas – labai jauna žvaigždžių grupė. Kelios jo svarbiausios žvaigždės
greitai sukasi, o viena jų – Plejonė – yra tokia nestabili, kad periodiškai
numeta dalį savo medžiagos, iš kurios susidaro dujų apvalkalas arba žiedas.
Šį žiedą, juosiantį Plejonę ties pusiauju, galima tirti tik
spektroskopiniais metodais.
Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas žvaigždžių spiečius- Hiados. Jo
žvaigždžių tankis mažesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, o
erdvėje tarp žvaigždžių pasklidę kur kas mažiau medžiagos. Hiados ne tokios
įspūdingos kaip Sietynas, nes jas užgožia ryškus oranžinis Aldebaranas. Iš
tikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys – jis yra pusiaukelėje tarp
mūsų ir Hiadų.
Plika akimi taip pat matomas Prakartas, arba Ėdžios, Vėžio žvaigždyne ir
įspūdingas spiečius ties Kryžiaus Kapa (x Cru) Pietų pusrutulio danguje;
šiame spiečiuje yra įvairių spalvų žvaigždžių, dėl to jis vadinamas
Briliantų Dėžute. Netoli Kasiopėjos, primenančios apverstą M raide, Persėjo
žvaigždyne yra dvigubas padrikasis spiečius, vadinamas Kardo Rankena: abu
spiečiai išsitenka teleskopo regėjimo lauke.Padrikieji spiečiai nėra
stabilūs dariniai; mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turi juos suardyti.
Nustatyta, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po to
žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsis-kiria dangaus fone. Vienas
seniausių žinomų padrikųjų spiečių yra M 67 Vėžio žvaigždyne; jis matomas
pro žiūronus ties Vėžio Alfa

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

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji. Mūsų
Galaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški dariniai, siejantys šimtus
tūkstančių žvaigždžių. Žiūrint iš Žemės, matoma, kad link spiečiaus centro
žvaigždžių tankis didėja; čia jų tiek daug, kad sunku atskirti pavienes
žvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra.
Planetos, skriejančios apie kamuolinio spiečiaus žvaigžde, gyventojai
matytų neįprastą dangų, nusėtą tūkstančiais žvaigždžių, kurių daugelis būtų
ryškesnės už mūsų Sirijų, o kai kurios – gal net už Mėnulio pilnatį.
Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie pastebimai
telkiasi apie Galaktikos centrą ir, žiūrint iš Žemės, daugiausia jų matoma
būtent Galaktikos centro kryptimi. Atstumas iki kamuolinių spiečių
apskaičiuojamas pagal juose esančių Lyros RR tipo kintamųjų žvaigždžių
atstumą. Kadangi visos Lyros RR tipo kintamosios yra beveik vienodo šviesio
ir kinta bemaž tuo pačiu periodu, jų nuotolius nesunku apskaičiuoti. Šiuo
metodu JAV astronomas Harlas Šaplis (1885-1972) nustatė mūsų Galaktikos
dydį. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai sudaro tarytum išorinį Galaktikos
pagrindinių dalių gaubtą.
Ryškiausi kamuoliniai spiečiai – Centauro Omega (Omega Cen) ir Tukanos 47
(47 Tuc) yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomas
kamuolinis spiečius M 13 Heraklio žvaigždyne: jis nutolęs nuo Žemės 26 700
šviesmečių, jo skersmuo apie 100 šviesmečių. Geru oru M 13 galima įžiūrėti
plika akimi.
Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai priklauso Galaktikos halui ir skrieja
aplink jos branduolį stipriai pasvirusiomis ir ištęstomis orbitomis.

Judantieji spiečiai

Be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantieji
spiečiai, kurių nariai yra plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja viena
kryptimi ir vienodu greičiu. Karštos spindulingos O ir B spektrinių klasių
žvaigždės sudaro vadinamąsias asociacijas. Jų žinoma apie 100. Vienos
tokios asociacijos centras yra Oriono ūke.
Žvaigždžiu evoliucija
XX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja
taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama, t. y. evoliucijos pradžioje
jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje – raudonos ir silpnos. Pagal
šią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms ir
dulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jo
gelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi M
spektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kol
pasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virsta
blyškia M nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.
Saulės masės žvaigždės evoliucija Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros gan
įtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosios
milžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos,
išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos
stadijų. Žinant, kad žvaigždės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse
vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš
kosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masės
žvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožas
yra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių
geriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas (M42).
Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža,
neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindine seką, žvaigždė
kurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei žvaigždė
yra Saulės masės, dėl gravitacijos ji traukiasi iki to momento, kai karštis
iš vidaus konvekcijos būdu pasiekia paviršių. Per trumpą laiką (gal per
kelis šimtus metų) žvaigždė tampa 100-1000 kartų šviesesnė už dabartine
Saule. Pradžioj šitaip sužibusi ji toliau traukiasi, šviesis mažėja –
žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Po to, kai pakankamai pakyla
branduolio temperatūra, jame įsidega branduolinės reakcijos. Vandenilio
branduoliai jungiasi į helio branduolius, o tam tikra masės dalis virsta
energija. 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 to
vandenilis branduolį gaubiančiame apvalkale ima degti, o išoriniai
žvaigždės sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė išsiplečia ir virsta
raudonąja 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 branduolinės
energijos ištekliai išsenka, ir žvaigždė kolapsuoja į mažą tankią baltąją
nykštukę. Ją sudarantys atomai su gniuždomi ir taip susiglaudžia, kad
medžiagos tankis 100000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji
nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva
juodąja nykštuke.
Juodosios nykštukės nespinduliuoja, jų negalima aptikti, todėl apie jas
nieko nežinoma ir tik spėliojama, kiek jų yra. O baltųjų nykštukių yra
nemažai. 1916 m. Valteris Adamsas (1876-1956) įrodė, kad Sirijaus
palydovas, kurį daugiau kaip prieš 50 metų atrado Alvanas Klarkas (1832-
1897), turi būti baltoji nykštukė, o ne šalta raudona žvaigždė, kaip iki
tol manyta. Sirijaus palydovo paviršiaus temperatūra aukštesnė negu Saulės,
bet jo skersmuo vos triskart didesnis už Žemės skersmenį. Taigi palyginti
mažame tūryje supresuotas milžiniškas medžiagos kiekis – beveik tiek, kiek
jos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukė yra dar tankesnės.

Masyvios žvaigždės evoliucija

Žvaigždė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daug
sparčiau. 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 aprašytas
kolapsas į baltąją nykštuke. Kai branduolio temperatūra pasiekia 5 mlrd.
laipsnių, žvaigždės struktūra katastrofiškai pakinta: branduolys
kolapsuoja, o išoriniai sluoksniai, kuriuose tebevyksta branduolinės
reakcijos, staigiai įkaista maždaug iki 300 mln. laipsnių. Dėl to žvaigždė
sprogsta kaip supernova. Po katastrofos žvaigždės vietoje lieka
besiplečiantis dujų debesis, kurio viduje slypi neutroninė žvaigždė arba
pulsaras. Supernovos liekana yra garsusis Krabo ūkas; 1054 m. jos sužibimą
stebėjo kinų astronomai. Iš dviejų parodytų ūkų Rozetė yra žvaigždžių
susidarymo vieta, o Krabas – kadaise ryškiai spindėjusios žvaigždės
liekana.
Kas yra žvaigždės?

Žvaigždės yra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos
rutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementø
priemaiša. žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metu
vandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Reakcijų metu
išsiskirianti energija palaiko žvaigždžių spinduliavimą.

Branduolinių reakcijų metu atsiradusi energija iš žvaigždžių gelmių
skverbiasi į paviršių dviem būdais konvekcija ir spinduliavimu.Konvekcija
yra įkaitusių medžiagų masių judėjimas į išorę, o vėsesnių masių slinkimas
centro link. Energija sklindanti antruoju būdu, medžiagos atomai sugeria iš
žvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius spindulius, po to vėl juos
išspinduliuoja. žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra 1500-50000 K, o jų
centrų – 10- 100 mln.K.

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

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

Žvaigždzių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį keplerio dėsnį, tik reikia
žinoti 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 or
bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis.
Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų
skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosios
nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jų
spektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamos
normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų
elementų – deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies ir
kitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių.
Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų
elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar
net šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų žvaigždžių atmosferose
sunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulės
atmosferoje.

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

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

Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reikšiniai, susiję su jos
aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos
flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos
tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešęėlio. Dažniausiai
jos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiai
šviesūs dariniai – žibintai, o virš jų, chromosferoje, – flokulai,
protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyje
matomos į vainiką besiverženčios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka
keletą 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. Šis
truputi suplotas. Sferoido spindulys apie 80000 šm.Disko ir sferoido
centrai sutampa.Disko žvaigždių tankis didėja artėjant prie Galaktikos
centro.Centro link storėja ir diskas.Taip apie Galaktikos centrą susidaro
centrinis žvaigždžių telkinys čspindulys apie 8000 šm.Jame žvaigždės
susispietusois kelis kartus tankiau negu palei Saulę.Iš viso Galaktikoje
yra apie 250 milijardų žv.Daugiausiai žv. yra diske.Galaktikos diską
sudarančios žvaigždės ir ūkai skrieja aplink Galaktikos centrą apskritomis
orbitomis.Saulės nuotoliu nuo Galaktikos centro greitis yra 220 mln.km/s,ji
vieną kartą apskrieja aplink centrą per 230 mln. metų.Mūsų Galaktika yra
spiralinė sistema.Jos diske didelės masės karštos žvaigždės ,supermilžinės
ir dujų bei dulkių debesys išsidėstę spiralės formos vijomis.Galaktikos
centro pusėje artimiausia yra Šaulio vija , o anticentro pusėje –Persėjo
vija. Galaktikos sferoidą iš visų pusių gaubia Galaktikos vainikas ,kurio
spindulys 700 000šm.

Galaktikos pagal išvaizda skirstomos: spiralines, elipsines,
netaisyklingąsias, pekuliarines. Arčiausiai mūsų gal. Didžiojo ir mažojo
magelano debesų galaktikos, matomos pietų pusr.
Visų tolimų galaktikų spektro linijos pasisilinkusios I raudonąją spektro
pusę. Tai rodo, kad galaktikos tolsta nuo mūsų dideliu greiciu. Pagal Hablo
desnį, galaktikų tolimo greitis tiesiog proporcingas nuotoliui r = v/H .
šis dėsnis teigia, kad visata plačiasi, o nuotoliai tarp galaktikų visą
laiką dideja. Manoma kad visata pradejo plėstis pries 13 mlrd metų ivykus
didžiąjam sprogimui.
Elementariosios dalelės, elektromagnetinio spinduliavimo kvantai, taippat 4
laukai: gravitacijos, elektromagnetinis, stiprusis ir silpnasis – susidarė
per pirmąsias sekundes po didžiojo sprogimo. Praėjus 0.5 mln. metų,
spinduliavimas atsiskyrė nuo medžiagos. nuo to laiko išliko reliktinis
spinduliavimas 1 mm ilgio radijo bangų diapazone. Po 250mln. metu dujos
pradejo telktis I progalaktinius gniužulus, o iš jų susiformavo pirmosios
galaktikos. Vėliau, suskilus progalaktikoms, iš mažesnių gniužulų susidarė
pirmosios 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 susidariusi
žvaigždė.
Saulės sistemos planetos susiformavo kartu su saule pries 4,7 mlrd. metų iš
to paties prožvaigždinio dujų ir dulkių gniužulo, kurio liekanos sudarė
proplanetinį diską. žemes grupės planetos ir asteroidai susidarė iš metalų,
jų oksidų ir silikatų, nes disko viduryje, kur vyravo aukšta temp. ledinės
dalelės sublimavo. Didžiosios planetos susiformavo toli nuo saulės iš
ledinių ir aplėdėjusių dulkių. Didžiųjų planetų atmosferų sudėtis nuo pat
susidarymo išliko iki šiol nepakitusi. žemes grupės planetų pradinės
atmosferos neišliko. Jų dabartinė cheminė sudėtis susidarė dėl vėlesnių
sudetingų fizikinių ir cheminių procesų. Daugelis planetų palydovų ir jų
žiedai susiformavo kartu su savo planetomis iš proplanetinių dujų ir dulkių
gniužulų. Dalis palydovų yra buvę asteroidai, veliau pagrobti planetų
gravitacijos lauko.

Paukščių tako galaktika

Danguje nusidriekusią balzganą juostą, ypač gerai matomą tamsiomis
nemėnesėtomis naktimis, žino turdūt kiekvienas. Ją, žinoma, pastebėjo dar
mūsų tolimi protėviai, kuriems dangus ir jo reiškiniai atrodė nesuprantami
ir paslaptingi. Tačiau žmogui būdingas siekimas ieškoti bet kokio reiškinio
priežasčių, stengtis viską paaiškinti. Taip atsirado pasakos ir mitai,
kuriuose puikiai atsispindi mūsų bočių pažiūros į pasaulį, jo atsiradimą ir
būtį. Nors mitologija pasakoja apie dievus ir deives, turinčius viršgamtinę
galią, tačiau neretai mituose atsispindi ir materialistinės pažiūros.
Pavyzdžiui, Paukščių tako pavadinimas, be abejonės, atsirado todėl, kad
rudens ir pavasario vakarais ši balzgana juosta juosia visą dangų iš
šiaurės rytų pietvakarių link, t.y. maždaug sutampa su paukščių išskridimo
ir parskridimo kryptimi. Ypač ji krinta į akis rudenį, – tuomet matoma pati
ryškiausia ir plačiaysia Paukščių Tako dalis.

Pirmosios rašytinės žinios apie bandymus moksliškai paaiškinti Paukščių
Tako 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 Paukščių
Takas greičiausiai yra sena vaga danguje, kuria kadaise skriejo Saulė. Mat
senovės graikų Saulės dievas Helijas keliavo dangumib dviračiu vežimu,
traukiamu ketverto žirgų. Šis vežimas turėjo įrėžti danguje vėžes. Dar kiti
manė, kad tai yra siūlė, kuri liko suklijavus du dangaus pusrutulius.

Tačiau kartu buvo keliamos idėjos, kurios atspindi tikrąją Paukščių Tako
prigimtį. Dar VIa. prieš Kristų Pitagoras rašė, kad Paukščių Takas iš
tikrųjų yra telkinys labai gausių, bet silpnų pavienių žvaigždžių, kurių
akis nesuba atskirti. Tačiau pagal Pitagorą tos žvaidždės esančios
pritvirtintos prie vienos iš įsivaizduojamų skaidrių sferų. Prie kitų sferų
pritvirtinta Saulė, Mėnulis, kitos planetos. Visos sferos sukasi aplink
Žemę apie skirtingas ašis nepriklausomai viena nuo kitos. Sferų trynimasis
turįs sukelti harmoningus garsus, arba sferų muziką, kurią išrinktieji
žmonės galį girdėti. Paukščių Taką tolimų žvaigždžių sankaupa laikė ir IVa.
prieš Kristų gyvenęs graikų mokslininkas Demokritas.

Tačiau visos šios idėjos buvo tik nuojauta, nepagrįsta jokiais
neginčijamais įrodymais. Vis dėlto praėjus tik dešimtmečiui italų
astronomas Galilėjus paskelbė savo ataskaitą apie pirmuosius atradimus su
jo išrastu teleskopu: paaiškėjo, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yra
nesuskaičiuojamų žvaigždžių aibės, susispietusios į milžiniškus telkinius.
Tačiau šis epochinės reikšmės atradimas ilgą laiką buvo ignoruojamas. Per
visą XVIIa. tik olandų fizikas Kristianas Heigensas (1629-1695) ir anglas
Izaokas Niutonas (1643-1727) tęsė Galilėjaus teleskopinius stebėjimus ir
tylomis kūrė Visatos struktūros idėjas. XVIIIamžiuje žvaigždžių sistemos
klausimą nagrinėjo anglas Tomas Raitas (1711-1786), Klaipėdos lietuvių
kilmės vokietis Imanuelis Kantas (1724-1804) ir elzasietis Johanas
Lambertas (1728-1777). Iš jų darbų pamažu aiškėjo, kad Paukščių Tako
žvaigždžių sistema yra maždaug plokščios formos. Tačiau jų modeliai nebuvo
pakankamai pagrįsti stebėjimais.

Kaip tik tuo metu mokslo akiratyje pasirodė žymusis anglų astronomas, buvęs
muzikantas Viljamas Heršelis (1738-1822). Siekdamas nustatyti Paukščių Tako
formą, jis ėmėsi milžiniško darbo skaičiuoti žvaigždžių pavoiršinį tankį
įvairiomis kryptimis. Apibendrinęs šį darbą, Heršelis sukūrė Paukščių Tako
galaktikos modelį, kuris, deja, toli gražu, neatitiko realaus vaizdo, nes
Heršelio teleskopai nesiekė mūsų žvaigždžių sistemos pakraščių, o, be to,
jis negalėjo atsižvelgti į netolygų žvaigždžių pasiskirstymą, nevienodą
žvaigždžių absoliutų šviesį ir tarpžvaigždinių dulkių sukeltą šviesos
sugėrimą.

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

Stabili sistema
Žinoma, kad visata plečiasi ir visos galaktikos, nepriklausančios Vietinei
galaktikų grupei, tolsta viena nuo kitos skirtingais greičiais. Tuo tarpu
Vietinės galaktikų grupės nariai netolsta nuo mūsų Galaktikos, o spiralinė
Andromedos galaktika netgi artėja į mus. Vietinė galaktikų grupė yra
stabili.

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

Saulės sistemą sudaro pati saulė, devynios didžiosios planetos (žemės
grupės 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 nusėtas
daugybe įvairasių dydžių kraterių. Atmosfera labai reta, temperatūra: +430
iki -160. Magnetinis laukas maždaug 300 kartų silpnesnis negu žemės.
Palydovų neturi.
Venera. Skersmuo beveik lygus Žemės skersmeniui. Turi storą, tankią, iš CO2
sudarytą 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 kartus
mažesnis už žemės. Neturi atmosferos, temperatūra: +130 iki -170. Paviršius
nusėtas smūginių katerių.
Marsas. Jo skersmuo 1,9 karto mažesnis negu žemės. Turi retą atmosferą
sudarytą iš CO2. Pučia smarkūs vėjai. Paviršiuje yra kalnynų, lygumų,
kanjonų, kraterių. Ties ašigaliais matomos ledo kepurės. Temperatūra: +20
iki -100. Turi du palydovus: fobą ir deimą.
Jupiteris. Penkta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (740-816 mln.km.; 11,86
m), didžiausia Saulės sistemoje. Skersmuo 11 kartų didesnis už Žemės. Jį
gaubia stora ir tanki H ir He atmosfera. Debesų temperatūra: -138 C.
Magnetinis laukas 20 kartų stipresnis nei Žemės. Turi 16 palydovų, 4
didieji 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 tanki
atmosfera, 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 didesnį
palydovą.
Be didžiųjų planetų, aplink Saulę skrieja apie 5000 (1-1000km) mažųjų
planetų, arba asteroidų. Daugelis jų yra tarp Marso ir Jupiterio orbitų.
Asteroidų skersmuo ne didesnis nei 1000 km. Didieji asteroidai beveik
apskriti, o mažesni – netaisiklingos formos. Yra 3 lietuviški asteroidai:
Lietuva, Čiurlionis, Vilnius.

Mažesnio nei 1 km. skersmens asteroidai vadinami meteoroidais. Įlėkę į
Žemės atmosferą, jie virsta meteorais arba bolidais. Daugelis jų sudega
ore. 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, kurių
išvaizda 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 ir
įgyja ilgas dujų ir dulkių uodegas.

Saulės sistemos planetos
Merkurijus, arčiausiai Saulės esanti Saulės sistemos planeta, ilgą laiką
buvo astronomams tikra mįsle. Nebuvo tiksliai išmatuotas jo sukimosi aplink
savo ašį periodas. Dėl to, kad Merkurijus neturi palydovų, nebuvo tiksliai
žinoma masė. Artumas prie Saulės trukdė vykdyti paviršiaus tyrinėjimus. Tuo
metu, kai planetos spektrai teigė apie tai, kad planeta neturi atmosferos,
kai kurie stebėtojai retkarčiais pastebėdavo kažkokius “rūkus”, slėpusius
tamsių ir šviesių dėmių konfiguraciją, sunkiai įžvelgiamą planetos diske.
Poliarimetriniai O. Dolfiuso stebėjimai 1950 m. parodė, kad yra labai
silpna atmosfera, 300 kartų mažiau elektrizuota už Žemės atmosferą. Bet
pilno tikrumo nebuvo.

Ir staiga, per kokius penkeris metus, viskas pasikeitė, ir Merkurijus dabar
ištirtas ne mažiau už kitas Saulės sistemos planetas. Didelę reikšmę
Merkurijaus mįslių sprendimui turėjo kosminio aparato “Mariner-10” skrydis
1974-75 mm. Bet tai ne vienintelis šaltinis: daug apir Merkurijų mes
sugebėjome sužinoti ir antžeminių astronominių stebėjimų pagalba.
Radiolokacija padėjo nustatyti Merkurijaus sukimosi periodą. Dar 1882 m.
Dž. Skiaparelis iš vizualinių stebėjimų padarė išvadą, kad šis periodas
lygus Merkurijaus apsisukimo aplink Saulę periodui (88 parų), t.y. kad
Merkurijus pasisukęs į Saulę viena puse, kaip Mėnulis į Žemę. Apie 50 metų
šis periodas buvo tik spėjamas, o vėliau, 30-ais praeito šimtmečio metais
klaustukas šalia periodo reikšmės buvo panaikintas visose lentelėse ir
enciklopedijose:

nuotrauka patvirtino Skiaparelio periodą. Bet vis dėlto jis pasirodė esąs
neteisingas.

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

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

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

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

Tai ir pasirodė astronomų klaidos priežastimi. Vizualiniai ir nuotraukiniai
Merkurijaus stebėjimai galimi tik elogancijų epochu metu, o jos kartojasi
kas 116 paras (sinodinis Merkurijaus periodas). Bet planetos stebėjimams
palanki ne kiekviena elogancija: tarp vakarinių – tos, kurios yra žiemą
arba pavasarį, o iš rytinių – tos, kurios yra vasarą ir rudenį. Tokios
elogancijos kartojasi kartą į metus, tiksliau, kartą į 348 paras. Bet šis
periodas artimas Merkurijaus sukimosi periodui, padaugintam iš 6, t.y. 352
paroms. Stebėdami kartą į 348 paras Merkurijų, mes jame pamatysime tas
pačias detales, kokias matėme prieš metus. Bet praeities astronomai
(Skiaparelis ir Antoniadis), susidūrę su šiuo faktu ir turėję prieš savo
akis Mėnulio pavyzdį, galvojo, kad per tą laiką Merkurijus padarė keturis
apsisukimus aplink ašį, o ne šešis.

Po to, kai nesusipratimas buvo išspręstas, buvo padaryta eilė svarbių
patikslinimų. Merkurijaus ašis pasirodė beveik statmena jo orbitos
plokštumai. Buvo ilgumų skaičiavimo sistema: nuo 0 iki 360 laipsnių prieš
planetos sukimosi kryptį. Pradiniu meridianu buvo paskirtas tas, kuris
praėjo per posaulinį tašką Merkurijaus perėjimo per perigelijų 1950 m.
momentu (tai buvo 1950 m. sausio 11 dieną). Šios koordinačių sistemos
pagalba amerikiečiai astronomai K. Čepmenas ir D. Krukženkas, iš vienos
pusės, ir prancūzų astronomai O. Dolfiusas ir A. Kamišelis, – iš kitos,
nubrėžė planetos žemėlapius, pagrįstus ilgamečiais vizualiniais ir
nuotraukiniais tyrinėjimais. Abu žemėlapiai beveik sutapo ir, kaip vėliau
įrodė sovietų planetologas Katerfeldas, beveik nesiskyrė nuo Skiaparelio ir
Antoniadžio žemėlapių. Jau tada Merkurijaus paviršiuje buvo pastebėti
apskričios tamsios dėmės, panašios į Mėnulio “jūras”. Bet bendras
Merkurijaus albedo pasirodė labai mažas, apie 0,05.
Temperatūrinis planetos režimas
Planetos radiotyrinėjimai dar 1962 metais parodė gana nedidelį skirtumą
tarp dieninio ir naktinio pusrutulio temperatūrų. 1966 m. buvo nustatyta,
kad vidutinė Merkurijaus disko temperatūra 11 cm bangoje kinta su fazės
kampu. Tai reiškė, kad planetos naktinio pusrutulio temperatūra toli gražu
ne tokia maža, kaip buvo spėjama anksčiau. 1970 m. T. Mardokas ir E. Nėjus
iš Minesotos universiteto tyrinėjimų infraraudonuose spinduliuose bangose
nuo 3,75 iki 12 mkm metu nustatė, kad vidutinė naktinio pusrutulio
temperatūra lygi 111 laipsniams pagal Kelviną. Iš kitos pusės, posaulinio
taško temperatūra vidutiniame atstume nuo Merkurijaus iki Saulės lygi 620
laipsniams pagal Kelviną. Perigelyje ji gali siekti 690 laipsnius, o
afelijoje sumažėja iki 560 laipsnių. Toks Merkurijaus paviršiaus
temperatūrų diapazonas.
Dienos ir nakties kaita
Įdomu, kaip vyksta dienos ir nakties kaita Merkuryje. Saulinė para ten lygi
176 Žemės paroms. Diena ir naktis tęsiasi po 88 paras, t.y. lygūs planetos
metams! Saulė kyla rytuose, kyla labai lėtai (vidutiniškai po 1 laipsnį kas
12 valandų), pasiekia aukščiausią kulminaciją (ekvatoriuje – zenitą) ir
taip pat lėtai leidąiasi. Bet taip tai vyksta ne visose ilgumose. Ilgumose,
artimose prie 90 ir 270 laipsnių, galima stebėti gana keistą ir turbūt
analogų Saulės sistemoje neturintį vaizdą. Šiose ilgumose saulėtekis ir
saulėlydis sutampa pagal laiką su Merkurijaus judėjimu per perigelijų, kai
trumpam laikui (8 paroms) kampinis orbitinio planetos judėjimo greitis
viršija kampinį jos sukimosi greitį. Saulė danguje padaro kilpą, kaip pats
Merkurijus Žemės danguje. Pažymėtose ilgumose Saulė po saulėtekio staiga
sustoja, apsisuka ir leidžiasi beveik tame pat taške, kur ir patekėjo. Bet
po kelių Žemės parų Saulė vėl teka tame pačiame taške ir jau ilgam. Šalia
saulėlydžio vaizdas kartojasi atvirkštine tvarka.

Bet įdomiausia, ką pavyko sužinoti apie Merkurijų,- tai jo paviršiaus
vaizdas. Kai kosminis aparatas “Mariner-10” perdavė pirmąsias Merkurijaus
nuotraukas, darytas iš arti, astronomų nustebimui nebuvo ribų: prieš juos
buvo antras Mėnulis! Merkurijaus paviršius pasirodė pilnas įvairaus dydžio
kraterių, visiškai kaip Mėnulio paviršius. Jų pasiskirstymas pagal dydžius
taip pat buvo analogiškas mėnuliškam. Planetos paviršiuje buvo rastos
apvalios lygumos, dėl panašumo į Mėnulio “jūras” gavusios baseinų vardą.
Didžiausio baseino, Kalorio, skersmuo siekia 1300 km (Audrų okeanas
Mėnulyje – 1800 km).

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

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

“Marinero-10” skrydžiai šalia Merkurijaus padėjo patikslinti jo masę. Ji
sudaro 1/6 023 600 Saulės masės arba 0,054 Žemės masės. O taip pat
patikslintas vidutinis tankis (5,45 g/cm3). Pagal tankį Merkurijus užima
antrą vietą Saulės sistemoje, nusileisdamas tik Žemei. Merkurijaus skersmuo
lygus 4879 km.

Didelis tankis ir magnetinio lauko turėjimas rodo, kad Merkurijus turi
turėti 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 planetos
sukimosi, 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, nei
jos radiuso. Astronominiai stebėjimai davė tik debesų sluoksnio, supančio
planetą, radiusą.

Veneros atmosfera buvo atrasta 1761 m. Tai padarė M.V. Lomonosovas,
stebėdamas Veneros judėjimą prieš Saulės diską. Beveik 200 metų Veneros
atmosfera buvo nepralaužiamu barjeru planetos paviršiaus tyrinėjimui ir
sukimosi aplink ašį periodo nustatymui. 80 bandymų nustatyti šį periodą
optiniais metodais patyrė visišką nesekmę. Nesisekė nustatyti ir kampo tarp
Veneros 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 radiolokacinių
matavimų serija TSRS ir JAV, kurių metu Veneros radiusas dar buvo
tikslinamas. 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 Saulės
masės arba 84.5% Žemės masės. Pagal masę ir kitus išmatavimus buvo
patikslintas vidutinis Veneros tankis (5,27 g/cm3) ir nustatytas sunkio
jėgos pagreitis jos paviršiuje, jis lygus 885 cm/s2.

Radiolokaciniai tyrimai, vykę, pradedant nuo 1961 m. TSRS, JAV ir
Anglijoje, pagaliau padėjo nustatyti jos sukimosi periodą. Jis pasirodė
didžiausiu Saulės sistemoje: 243,16 parų esant atbuliniai sukimosi
krypčiai. Kitaip tariant, jei žiūrėti iš Veneros šiaurės ašigalio, planeta
sukasi pagal laikrodžio rodyklę, bet ne prieš ją, kaip Žemė ir kitos
planetos (išskyrus Uraną). Dėl to Saulės para Veneroje yra trumpesnė už
žvagždžių parą ir lygi 117 Žemės paroms. Taigi diena ir naktis Veneroje
trunka po 58,5 paras. Nepaisant to, dieninio ir naktinio pusrutulio
temperatūros mažai skiriasi.

Atmosferos slėgis Veneros paviršiuje pasirodė lygus 90 atmosferoms! Tokios
reikšmės niekas nesitikėjo. Veneros atmosferos modeliuose, sukurtuose iki
1967 m., slėgis paviršiuje buvo laikomas nuo 5 iki 20 atmosferų.

Aukšta žemutinių atmosferos sluoksnių temperatūra pagrindžiama taip
vadinamuoju “šiltnamių efektu”. Planetos atmosfera praleidžia Saulės
spinduliavimą, tiesa, tik iš dalies ir ne tiesių spindulių pavidalu, o
daugkartinio išsklaidyto spinduliavimo forma. Veneros debesų sluoksnis turi
gana aukštą albedo (0,78). Kitaip tariant, daugiau nei trys ketvirtadaliai
Saulės radiacijos atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeina
žemyn. Šiltnamių efektas vyksta ir kitų planetų atmosferose. Tačiau jei
Marso atmosferoje jis pakelia paviršiaus temperatūrą 9 laipsniais, o Žemės
atmosferoje 35 laipsniais, tai Veneros atmosferoje šis skaičius lygus 400!
Veneros atmosferos cheminė sudėtis
Venera net 97% susideda iš anglies dvideginio (CO2). Ne daugiau kaip 2% yra
azoto ir inertinių dujų (pirmoje eilėje argono) dalis. Deguonies atžvilgiu
įvairūs metodai kolkas duoda skirtingus rezultatus, bet bet kuriuo atveju
jo yra mažiau nei 0,1%. Iš kitų dujų infraraudonos spektroskopijos metodai
padėjo aptikti CO, chlorinį vandenilį bei ftorinį vandenilį. Kitų galimų
Veneros atmosferos komponentų paieškos kol kas nedavė vaisių. 1927 m.
antžeminės Veneros nuotraukų ultravioletiniuose spinduliuose pagalba pavyko
aptikti planetos diske visą tamsių ir šviesių detalių sistemą. 1960 m.
Prancūzijos astronomai Š. Buaitė ir A. Kamišelis nepriklausomai vienas nuo
kito nustatė, kad kai kurių detalių, fotografuojamų ultravioletiniuose
spinduliuose, išsidėstymas kartojasi kas keturias paras. Suvieniję savo
tyrinėjimus, jie priėjo prie išvados, kad Veneros viršutinis sluoksnis turi
atvirkštinią apsisukimo kryptį su tuo pačiu periodu.

Šis rezultatas vėliau gavo visišką patvirtinimą. Sukimosi greitis
viršutinės ribos lygyje skiriasi nuo pačios planetos sukimosi greičio. Tai
reiškia, 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 dar
prieš 250 metų. Tai padarė anglų meteorologas Gadlėjus. Žemėje ją nuslopia
kiti faktoriai (temperatūrų skirtumas, okeanų poveikis), Veneroje gi nėra
okeanų, o temperatūros sulygintos karščio perdavimo žemutiniose sluoksniose
dėka.

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

Kaip ir Žemė, Venera turi jonosferą. Dieninis elektroninios koncentracijos
maksimumas yra 145 km aukštyje. 500 km lygyje pastebimas netikėtas
elektroninios koncentracijos nuosmukis, o naktinėje pusėje – ilga uodega iš
elektrizuotų dalelių, kurios ilgis siekia 3500 km esant elektronų
koncentracijai 1000-500 elektronų/cm3. Tai susiję su Saulės vėju bei su
silpnu Veneros magnetinio lauko kryptingumu (Dolginovo duomenims, jis 10
000 kartų mažesnis negu Žemėje). Aukščiausi atmosferos sluoksniai susideda
daugiausiai iš vandenilio. Vandenilinė Veneros atmosfera yra iki 5500 km
aukščio. Antžeminiai amerikiečių tyrimai suteikė galimybę ištirti planetos
priekvatorinę sritį. Buvo aptikta apie 10 ratinių strukturų, panašių į
Mėnulio ir Merkurijaus meteoritinius kraterius, su skersmenimi nuo 35 iki
150 km, bet stipriai sulygintas. Pavyko aptikti milžinišką lužimą planetos
paviršiuje . Be to, aptiktas lanko pavidalo kalnų masyvas, kurį kertą kitas
masyvas. Rastas apie 1 km aukščio ugnikalnis su pagrindo skersmenimi 300-
400 km. Amerikiečių mokslininkai aptiko planetos šiaurės pusrutulyje
milžinišką apvalų baseiną, kuris driekiasi per 1500 km iš šiaurės į pietus
bei 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, ir
pakankamai lygių. Taip pat aptikta lyguma, kurios ilgis apie 800 km. Jos
paviršius dar lygesnis, nei Mėnulio jūrų paviršius. Ir apskritai Veneros
paviršius lygesnis nei Mėnulio.

Taigi Venera yra planeta su aktyvaus vulkanizmo bei tektoninės veiklos
pėdsakais, bet tuo pat metu yra ir praeityje vykusio meteoritinio
bombardavimo pėdsakų.

Žemė yra didžiausia ir masyviausia tarp vidinių planetų. Žemės masė yra
5,974 · 1024 Kg. Mažiausiai skiriasi Žemė ir Venera – jų masės santykis
1:0,82. Žemės tankis yra 5520 kg/m3, skersmuo – 12 756,3 km.

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

Žemės rutuly sudaro keletas koncentrinių apvalkalų. Pačiame Žemės centre
yra branduolys, dalijamas į vidinį ir išorinį. Vidinis yra kietas,
sudarytas daugiausia iš geležies ir nikelio, o išorinis – skystas. Žemės
branduolį supa silikatų mantija, slūgsanti po kietu apvalkalu – pluta,
kurią sudaro sustingusios lavos produktai (granitai ir bazaltai). Žemės
rutulį gaubia dujų apvalkalas, vadinamas atmosfera. Ją sudaro 78% azoto,
21% deguonies ir tik truputis kitų dujų. Savo ruožtu atmosfera dalijama į
tris sluoksnius: troposferą, stratosfera ir jonosferą. Žemės sukimosi ašis
su statmeniu sukimosi plokštumai, vadinamai ekliptika (gr. ekleiptike –
užtemimas) sudaro 23,5o kampą, dėl to atsiranda metų laikai. Žemės nuotolio
nuo Saulės kitimas beveik neturi reikšmės metų laikų kaitai.
Evoliucija
Žemė susidarė iš prosaulinio ūko, kuris iš pradžių buvo netaisyklingos
formos. Žemei padidėjus iki dabartinės, pirminę vandenilio atmosferą
pakeitė nauja, susidariusi iš dujų ir garų, kurie išsiskyrė iš Žemės
gelmių. Žemėje atsirado ir vystėsi gyvybė. Dabar Žemė pastovia orbita
skrieja aplink nuostovią žvaigždę. Bet taip visą laiką nebus. Kai Saulė
taps raudonąja milžine, Žemė smarkiai įkais, vandenynai išgaruos, atmosfera
išsisklaidys. Galiausia Žemė suirs.
Ekosfera
Žemės ekosfera, arba erdvės dalis, kurioje Saulės spinduliavimas sudaro
sąlygas, tinkamas gyvybei, prasideda beveik ties Veneros orbita ir tęsiasi
iki Marso orbitos. Iki 1960m. manyta, kad žemiška gyvybė gali egzistuoti
visoje šioje erdvės dalyje. Ši galimybė menka Marse, kurio masė gerokai
mažesnė negu Žemės, o atmosfera reta. O į Venerą buvo žiūrima kaip į Žemės
dvynę 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 paviršiuje
485 oC karštis, ir teko pripažinti, jog sudėtinga žemiška gyvybė gali
plėtotis tik siauroje erdvės dalyje.

Kita gyvybei būtina sąlyga yra atmosfera, reikalinga ne tik kvėpuoti, bet
ir apsaugoti nuo pražūtingo trumpabangio spinduliavimo, sklindančio iš
kosmoso. Žemės paviršiuje tokio pavojaus nėra, nes šį spinduliavimą sugeria
išoriniai atmosferos sluoksniai, tačiau Mėnulio arba Merkurijaus niekas
nesaugo. Jei Žemė būtų masyvesnė, ji tikriausiai būtų išlaikiusi bent dalį
pirminio vandenilio, ir jos atmosfera galbūt netiktų gyvybei. Jei planetos
masė būtų mažesnė, į gaubiančią erdvę pasklistų ne tik vandenilis, bet ir
kitos dujos, taigi žemiškajai gyvybei atsirasti ir plėtotis padėjo
laimingas aplinkybių sutapimas.

Be to svarbus veiksnys yra temperatūra, kuri priklauso ne tik nuo planetos
nuotolio nuo Saulės bei jos atmosferos sudėties; čia taip pat turi įtakos
planetos sukimosi apie ašį periodas. Žemė vieną kartą apsisuka apie ašį
maždaug per 24 valandas, Marso apsisukimo periodas yra 37 minutėmis
ilgesnis, tuo tarpu Merkurijuje ir Veneroje situacija visai kitokia: jų
apsisukimo periodai atitinkamai 58,6 ir 243 paros, taigi – šiose planetose
“kalendoriai” būtų labai savotiški. Jei Žemė suktųsi lėčiau, klimato
sąlygos joje skirtųsi nuo dabartinių ir būtų nepalankios gyvybei.
Žemės magnetinis laukas
Žemės magnetinį lauką sukuria masyvus, daug geležies turintis jos
branduolys, taigi ir šiuo požiūriu ją galima lyginti su kitomis planetomis.
Ir vėl daug neaiškumų kelia Venera. Pagal dydį ir masę Venera turėtų turėti
panašų kaip Žemės branduolį ir stiprų magnetinį lauką. Tačiau kosminiai
aparatai neatrado jokio magnetizmo reiškinių, ir dabar aišku, kad jei
Venera ir turi magnetinį lauką, tai jis labai silpnas. Nedaug skiriasi ir
Marsas, bet štai Merkurijus turi juntamą magnetinį lauką ir netgi
magnetosferą. Tam, matyt, turi reikšmės didžiausias Merkurijaus ir Žemės
vidutinis tankis – 5,5 g/cm3 ( t.y. 5,5, karto didesnis negu vandens).
Vandens planeta
Žemė ypatinga dar tuo, kad didžiausią jos paviršiaus dalį dengia vanduo.
Nors žemė didžiausia iš keturių vidinių planetų, jos sausumos plotas yra
daug mažesnis negu Veneros paviršiaus ir prilygsta Marso paviršiaus plotui.
Vandenynų ir ežerų Marse negali būti dėl mažo jo atmosferos slėgio, juo
labiau – Mėnulyje ir Merkurijuje, kurie atmosferos išvis neturi. Veneros
paviršiuje pernelyg karšta, kad galėtų egzistuoti skystas vanduo, taigi
senas viliojantis akmens amžiaus Veneros vaizdas su vešlia augalija
drėgnoje pelkėtoje aplinkoje pasirodė klaidingas.

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

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

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

Žiūrint pro teleskopą, Marsas panašus į rausvą skritulį su baltomis
ašigalių kepurėmis ir tamsiais reljefiniais dariniais, kurie iš esmės
nekinta. Jo vidutinis nuotolis nuo Saulės 228 milijjonai kilometrų. Marso
metai trunka 678 Žemės paras, o Marso para – 24 h 37 min. Negana to, Marso
ašies posvyris į orbitos plokštumą tik truputį didesnis negu Žemės, taigi
čia vyksta tokia pat metų laikų kaita, tik kiekvienas sezonas dvigubai
ilgesnis negu Žemėje. Kaip ir Žemės, Marso pietų ašigalis atsisukęs į
Saulę. Marso klimatui šis reiškinys turi didesnę įtaką negu Žemės orams,
nes marso orbita labiau ištęsta. Dėl to pietų pusrutulyje, palyginti su
šiaurės pusrutuliu, ryškesni klimato kontrastai: vasaros karštos ir
trumpos, o žiemos ilgesnės ir šaltesnės. Ties marso pusiauju vasaros
vidurdienį temperatūra gali pakilti iki 16 C ir aukščiau. Naktys labai
šaltos, nes plona atmosfera negali sulaikyti šilumos. Tačiau Marsas nėra
visai sustingusi nuo šalčio planeta.
Marso atmosfera
Marso vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, skersmuo daug trumpesnis (6794
km), dėl to pabėgimo greitis irgi yra mažas – 5 km/s. Todėl tokia plona ir
reta Marso atmosfera.

Marso paviršiuje nėra skysto vandens, tačiau baltos jos ašigalių kepurės
veikiausiai sudarytos iš vandens ledo su tam tikra sušalusio anglies
dvideginio (sauso ledo) priemaiša. Ašigalių kepurių dydis kinta
priklausomai nuo metų laikų; kai kepurės didžiausios, jas galima pamatyti
proe nedidelį teleskopą.
Marso paviršius
Nustačius, kad tamsios Marso paviršiaus dėmės negali būti jūros, kilo
mintis, jog tai yra augmenijos plotai žemumose. Taip manyta iki “Marinerio-
4″ skrydžio. Šis kosminis aparatas buvo paleistas 1964 m. ir pirmąkart
sėkmingai 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 sritys
vadinamos dykumomis. Planetos atmosferoje pučia vėjai, dažnos dulkių
audros.

Kosminiai aparatai “Vikingai”pateikė duomenų, kad kažkada Marso paviršiumi
tekėjo daug vandens. Rasta vingiuotų darinių, primenančių išdžiuvusias upių
vagas. Čia yra ir pirminių uplienų “salų”; jos turi pasroviui nutįsusias
uodegas. Beje, vėliau iškelta hipotezė, kad mįslinguosius Marso kanalus
išrausė išsilydžiusi lava, kažkada tekėjusi Marso paviršiumi.
Marso panorama
Marso amžius beveik toks pat kaip ir Žemės (apie 4,7 milijardo metų), bet
jo tūris ir masė yra tiek daug mažesni, kad jis evoliucionavo sparčiau. Tai
leido manyti, kad paviršiaus dariniai yra stipriai suirę, paveikti
erozijos, kadangi planeta turi atmosferą, nors ir ploną, et vis vien jos
negalima nepaisyti.
Senos ir naujos teorijos
Įdomu grįžti į praeitį ir prisiminti, ką astronomai galvojo apie Marsą iki
1965 m., kai pirmasis sėkmingai veikęs zondas “Marineris – 4” atsiuntė
duomenis iš marso apylinkių. Manyta, kad tamsios sritys yra įdubos, galbūt
senų jūrų dugnas, o šviesūs rajonai – Elados arba Argyro lygumos yra
plynaukštės. Taip pat tikėtasi, jog paviršiaus reljefas lygus – be aukštų
kalnų ir gilių slėnių. Iš tikrųjų viskas yra kitaip. Jau pirmosios
“Marinerio – 4” nuotraukos parodė, kad Marse yra kraterių, o stočiai
priartėjus prie planetos ir perdavus aiškesnes nuotraukas, galutinai
paaiškėjo paviršiaus pobūdis. Užuot buvęs lygus, Marsas pasirodė esąs labai
gruoblėtas. Vien “Maineris – 4” parodė, kad įvarios vietos smarkiai
skiriasi. Marso paviršius kur kas įvairesnis negu Mėnulio. Taip pat
paaiškėjo, kad Marso atmosfera yra retesnė negu anksčiau manyta, ir
spėliojimams apie augalijč Marso jūrų dugne nebeliko pagrindo.

1969 m. “Marineris – 6” ir “Marineris – 7” pateikė gan panašų Marso
paveikslą; paaiškejo, kad čia yra kraterių išmargintų plotų ir kitokių
sričių, kurios buvo apibūdintos kaip “chaotiškos” t.y. be kokio nors
būdingo rašto.
Skrydžiai į Marsą
Palankiausias laikas skireiti į Marsą būna kas 25 – 26 mėnesiai, kai Marsas
atsiduria opozicijoje. Pagal vieną JAV projektą, atidėtą dėl pernelyg
didelės kainos, dar šiame amžiuje buvo planuota ekspedicijos į Marsą. Du
kosminiai laivai, varomi atominiu kuru, kiekvienas 82,3 m ilgio, galėtų
gabenti po šešis žmones. Buvo netgi pradėtas projektuoti specialus
raketinis variklis, varomas skystu vandeniliu. Astronautai turėtų apskrieti
Saulę ir pasiekti tą erdvės taškč, kuriame po 9 mėnesių nuo starto būtų
Marsas. Didžiąją kelio dalį abu kosminiai laivai skrietų susijungę
priekiniais galais ir atsiskirtų tik prieš pat atvykimą. 80 parų jie
skrietų aplink Marsą, per tą laiką po tris astronautus iš kiekvieno laivo
nusileistų į planetos paviršių.

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

Nepaisant didumo, Jupiteris yra mikliausia planeta, pustrečio karto
greičiau negu Žemė apsisukanti apie savo ašį. Viršutiniai atmosferos
sluoksniai sukasi nevienodu kampiniu greičiu: prie pusiaujo apsisukimo
periodas 5m11s trumpesnis kaip vidurinėse platumose. Dėl greito sukimosi
planeta labai susiplojusi: jos ašigalinis spindulys 4400 km trumpesnis kaip
pusiaujinis, taigi paplokštumas lygus net 0,06.

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

JAV kosminės stotys, praskriejusios arti Jupiterio, aptiko labai sudėtingą
ir įvairiaspalvę viršutinę planetos atmosferą. Atogrąžų sritys gauna
daugiau Saulės energijos, labiau įkaista, ir oras čia kyla aukštyn,
užleisdamos vietą vėsesnėms masėms iš ašigalių sričių. Tačiau Jupiteryje
vėjai pučia ne išilgai dienovidinių: veikiami Koralio jėgų, kurios šioje
planetoje dėl greito sukimosi apie ašį daug veiksmingesnės negu Žemėje,
nukrypsta išilgai lygiagrečių. Vėjų greitis atogrąžuose apie – 100 m/s į
rytų pusę, apie +20o, -20o platumų zonoje – apie 50 m/s į vakarų pasę.
Šiaurės pusrutulyje dar labiau stiprus rytys tarp 20o ir 30o platumos pučia
daugiau 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 ir
šviesesnės, slūgstančios – tamsesnės. Šviesiosios zonos ir tamsesnės
juostos ištįsusios lygiagrečiai pusiaujui. Dėl nevienodo
temperatūrospasiskirstymo atmosferoje, dėl vėjų ir konvekcijos regimasis
Jupiterio paviršius atrodo labai audringas, sūkuringas. Jis ypač ryškus
spalvotuose televizijos vaizduose. Jupiterio debesų spalvotumas priklauso
nuo 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 ir
anticiklonus, yra garsioji Didžioji raudonoji dėmė. Ji matoma per
teleskopus nuo Žemės ir jau stebima apie 300 metų. Itin įspūdinga ši dėmė
spalvotuose Jupiterio debesų televizijos panoramose.

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

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

Daugiausia palydovų turistambiosios planetos milžinės – Jupiteris ir
Saturnas. Šių planetų šeimų gausumas ypač paaiškėjo, kai į jų rajoną
nuskriejo kosminės stotys. Be stambiųjų palydovų, atrastų teleskopais iš
Žemės, kosminės stotys nufotografavo daug nedidelių palydovu, skriejančių
paprastai skirtingomis, įvairiai pasvirusiomis į planetos orbitą
plokštumomis.
Jupiterio šeima
Pirmuosius keturis Jupiterio palydovus atrado Galilėjus. Pirmą kartą
astronomijos istorijoje pasigaminęs nedidelį teleskopą, jis išvydo tartum
sumažinta Saulės šeimos vaizdą. Tie keturi palydovai pavadinti
mitologiniais vardais: Ijo, Europa, Ganimedu, Kalista. Jie vadinami ir
Galilėjaus palydovais. Dar devyni Jupiterio palydovai atrasti vėliau, nuo
1877 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 priešinga
kryptimi, kitaip sakant, jo posvyrio kampas didesnis kaip 90 laipsnis.

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

Atmosfera ir debesų sluoksnis
Kiekvienas, kas stebėjo planetas per teleskopą, žino, kad Saturno
paviršiuje pastebima mažai detalių ir jų kontrastas su aplinkiniu fonu
nedidelis. Tuo Saturnas skiriasi nuo Jupiterio, kur yra daug kontrastinių
detalių, t.y. tamsių ir šviesių juostų, bangų, Šios detalės byloja apie
Jupiterio atmosferos aktyvumą.

“Vojadžeriams” pavyko gauti Saturno debesų nuotraukas, kuriose tiksliai
atvaizduota atmosferos cirkuliacija: dešimtys debesų juostų, o taip pat
atskiri uraganiniai vėjai. Tarp kitų aptiktas ir Jupiterio Didelės Raudonos
Dėmės analogas, nors ir mažesnis. Nustatyta, kad vėjų greitis čia net
aukštesnis, negu Jupiteryje. Taigi bebesuotumo nuotraukos demonstruoja
Saturno atmosferos savitumą. Ši atmosfera net aktyvesnė už esančią
Jupiteryje.

Kosminiai aparatai nuodugniai ištyrė Saturno viršdebesinės atmosferos
cheminę sudėtį. Jos 89% sudaro vandenilis. Antroje vietoje – helis (apie
11% pagal masę). Pažymėtina, kad Jupiterio atmosferoje jo 19%. Kitos dujos
atmosferoje – metanas, amiakas, etanas, acetilenas, fosfidas – sutinkamos
mažais kiekiais.

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

Apskritai Saturno magnetosfera gana panaši į Žemės, bet, aišku, daug
didesnė. Išorinis magnetosferos radiusas lygus 23 ekvatorialiniams planetos
radiusams (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 yra
didesnės planetos masės sukimosi periodas (išskyrus atmosferą, kuri sukasi
ne kaip kietas kūnas).
Žiedai
Iš Žemės su teleskopo pagalba gerai matomi trys žiedai: išorinis žiedas A,
vidutinio ryškumo; vidurinis, ryškiausias žiedas B ir vidinis neryškus
pusiaupermatomas žiedas C. Žiedai šiek tiek baltesni už gelsvą Saturno
diską. Jie yra planetos ekvatoriuje ir yra labai ploni: jų bendras plotis
apie 60 000 km, o storis mažiau nei 3 km. Žiedai sukasi ne taip, kaip
kietas kūnas, – kuo toliau nuo Saturno, tuo mažesnis greitis. Šiaip Saturno
žiedai – tai gigantiška mažų dalelių “krūva”, besisukanti aplink planetą.
Dalelės tokios mažos, kad jų nesimato ne tik iš Žemės, bet ir iš kosminio
aparato borto. Žiedų sandaros ypatybė – tamsios žiedų “skylės”, kur
medžiagos labai mažai. Didžiausia iš jų (3500 km) skiria žiedą B nuo žiedo
A.

Be žiedų A, B ir C “Vojadžeriai” aptiko dar keturis: D, E, F bei G. Visi
jie labai neryškūs.Žiedai D ir E sunkiai matosi iš Žemės esant labai geroms
sąlygoms, o žiedai F ir G aptikti pirmą kartą. Žiedų išsidėstymo tvarka
nesutampa 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 jau
buvo žinoma iš stebėjimų nuo Žemės, o kosminių aparatų skrydžiai tik tai
patvirtino. Dalelių dydis buvo spėjamas nuo centimetrų iki metrų (aišku,
dalelės negali būti vienodos; gali būti, kad ir skirtinguose žieduose šis
dydis skirtingas).

Buvo pastebėta, kad žiedai turi savo dujinę atmosferą iš neutralaus
atominio vandenilio. Pridursiu, kad jau iki kosminių aparatų skrydžių daug
mokslininkų 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 šį
skaičių nustatyti pavyko: žiedų masė lygi 17/10 000 000 planetos masės.
Saturno palydovai
Dar iki kosminių aparatų skrydžių buvo žinomi 10 planetos palydovų, dabar
jau žinome 17. Nauji septyni palydovai labai maži, bet kai kurie iš jų
įtakoja Saturno sistemos dinamikos dėsnius. Toks yra mažas palydovas,
judantis prie išorinio žiedo A krašto; jis neduoda žiedo dalelėms išeiti už
šios ribos.

Atlasas. Atlasas (graikų mitologijoje daugiaakis milžinas, saugantis pagal
Heros 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. Tai
vienintelis palydovas, turintis žymią atmosferą, o be to, ši atmosfera
tankesnė už bet kurios Saulės sistemos planetos atmosferą (išskyrus
Venerą). Pagrindinis atmosferos komponentas -azotas.

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

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

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

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

Nuotolis nuo Saulės 2870990000 km (19,218 a.e.), ekvatorinis skersmuo 51
118 km (4 kartus didesnis už Žemės), masė 14 kartų didesnė už Žemės masę.
Vidutinė temperatūra Urane – apie 60 kelvinų.
Atradimo istorija
Uranas buvo netyčia aptiktas V. Geršelio, kai jis žiūrėjo į dangų pro
teleskopą 1781 m. kovo 13 dieną. Pradžioje jis pagalvojo, kad tai kometa.
Ankščiau, kaip vėliau paaiškėjo, planeta buvo ne vieną kartą stebima, bet
buvo laikyta žvaigžde (pats anksčiausias “žvaigždės” aprašas buvo padarytas
1690 metais). Urano vardas buvo duotas tik 1850 m. Uranas buvo aplankytas
tik vienu kosminiu laivu: netoli praskriejo “Vojadžeris-2”. Laivas 81500
kilometrų nuotolyje nuo Urano 1986 m. sausio 24-ąją. Jis perdavė
tūkstančius vaizdų ir kitų mokslinių duomenų apie planetą, jos palydovus,
žiedus, atmosferą. Įvairūs aparatai tyrinėjo žiedų sistemą. Tyrinėjimai
parodė, kad planeta sukasi su 17 minučių 14 sekundžių periodu. Taip pat
laivas aptiko ir magnetosferą.
Cheminė Urano sudėtis ir fizinės sąlygos
Uranas iš pradžių formavosi iš kietųjų kūnų ir įvairių ledų. Jis tik 15%
susideda iš vandenilio, o helio beveik visai nėra (Jupiterio ir Saturno
kontrastas, 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 rezultatas
atmosferos aukštesnėje dalyje. Turbūt yra ir kitų spalvų debesys, bet jie
slepiasi nuo stebėtojų po metano sluoksniu. Urano atmosfera (bet ne pats
Uranas!) susideda 83% iš vandenilio, 15% iš helio ir 2% iš metano.

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

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

Urano žiedų struktūros tyrinėjimui gali padėti ir tai, kad du nedideli
palydovai – Kordelija ir Ofelija – yra Epsilono žiedo viduryje. Tai
paaiškina netolygų dalelių išsidėstymą žiede: palydovai sulaiko medžiagą
aplink save. Taip, pritaikius šią teoriją, buvo spėjama, kad šiame žiede
dar galima rasti 16(!) palydovų.
Magnetosfera
Sritis aplink dangaus kūną, kur jo magnetinis laukas lieka stipresnis už
visų kitų arti ir toli esančių kūnų magnetinių laukų sumą, vadinamas šio
dangaus kūno magnetosfera. Uranas, kaip ir daugelis planetų, turi
magnetosferą. Ji neįprasta tuo, kad jos simetrijos ašis su sukimosi ašimi
sudaro 60 laipsnių kampą (Žemėje šis kampas sudaro 12 laipsnių). Lauko
intensyvumas Urano paviršiuje bendrais bruožais yra palyginamas su Žemės
lauku, nors Urane laukas ir labiau kinta įvairiuose paviršiaus taškuose dėl
didelio 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 už
Urano nuo Saulės. “Vojadžeris” “jautė” lauką, bent 10 mln. kilometrų nuo
planetos.
Urano palydovai
Uranas turi 17 palydovų. Iki netolimų laikų jų buvo atrasta 15. Jie formavo
dvi 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 aptiko
dar du mažus ir silpnus pagal ryškumą palydovus. Visų Urano palydovų vardai
buvo 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% – iš
anglies ir azoto junginių, 30% – iš įvairių silikatų. Jų paviršiai, beveik
monotoniškai tamsiai-pilki, rodo apie geologinę istoriją.

Titanija, pavyzdžiui, išsiskiria savo didžiulėmis skylių ir kanjonų
sistemomis. 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 Urano
palydovų sistemoje. Jis beveik neturi kraterių, kurių skersmuo būtų
didesnis už 50 km.
Uranas skaičiuose
Masė – 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 kerta
Galilėjo kometa.

Jo vidutinis atstumas nuo Saulės lygus apie 4500 mln. km. Tai reiškia, kad
šviesa nuo Saulės iki Neptūno eina daugiau nei 4 valandas. Vieneri metai
ten 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 para
Neptūne tęsiasi tik 17,8 valandų. Nors vidutinis tankis (1,67 g/cm3) tris
kartus mažesnis už Žemės tankį, Neptūno masė dėl jo didumo 17,2 didesnė už
Žemės masę. Danguje Neptūnas atrodo kaip žvaigždė, esant dideliam ryškumui
turi žalsvo disko pavidalą. Bet jokių detalių nesimato.

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

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

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

Nereida. Tai antras pagal dydį Neptūno palydovas. Vidutinis atstumas nuo
Neptūno – 6,2 mln. km., skersmuo apie 200 km. Tai pats tolimiausias nuo
Neptūno palydovas iš žinomų. Jis daro vieną apsisukimą aplink planetą per
360 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 pagal
nuotolį nuo planetos: toliau yra tik Tritonas ir Nereida. Negalima
pasakyti, kad šis palydovas kažkuo ypatingas, bet jis buvo išrinktas
mokslininkų, ir su kompiuterio pagalba buvo padarytas jo trimatis modelis.

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

Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta ir ketvirta pagal dydį tarp visų
Saulės sistemos planetų. Nepaisant šios ketvirtos vietos, Uranas
nusileidžia Neptūnui pagal masę. Neptūnas gali būti pastebėtas su žiūronais
(jeigu jūs tiksliai žinote, kur žiūrėti), bet netgi su didelio teleskopo
pagalba 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 Žemės
masę. Apsisukimo aplink Saulę periodas – 165 nepilnų metų. Vidutinė
temperatūra – 55 laipsnių pagal Kelvino skalę.
Didžioji Tamsioji dėmė
Po “Vojadžerio-2” praskridimo šalia planetos labiausiai žinoma detale
Neptūne tapo Didžioji Tamsioji Dėmė pietiniame pusrutulyje. Ji du kartus
didesnė už Jupiterio Didžiąją Raudoną Dėmę. Neptūno vėjai nešė Didžiąją
Tamsiąją Dėmę į vakarus 300 m/s greičiu. “Vojadžeris-2” taip pat pastebėjo
mažesnę tamsią dėmę ir nedidelį baltą debesį.
Neptūno žiedai
Neptūnas taip pat turi žiedus. Jie buvo atrasti 1981 metais. Stebėjimai
leido pastebėti tik silpnus lankus vietoj pilnų žiedų, bet 1989 m.
“Vojadžerio-2” nuotraukos parodė juos iki pilnai. Vienas iš žiedų turi
įdomią kreivą struktūrą. Kaip ir Urano ir Jupiterio žiedai, Neptūno žiedai
labai tamsūs ir jų sandara nežinoma.
Magnetosfera
Neptūno, kaip ir Urano, magnetosfera keistai orientuota ir turbūt yra
sudaroma medžiagos judėjimu. Magnetinė ašis sudaro 47 laipsnių kampą su
sukimosi 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, pradedant
nuo 1914 metų.

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

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

Žiūrint į Saulės sistemos planą, gali susidaryti vaizdas, kad Neptūno ir
Plutono orbitos susikerta, bet toks įspūdis klaidingas. Be to, atstumas
tarp šių dviejų planetų niekada negali būti mažesnis už 18 a.v. Arčiau prie
Plutono, kaip tai bebūtų keista, gali priartėti Uranas – atstumas tarp jų
gali 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, ar
ne? Planetos skersmuo lygus 2600 km. Kitaip tariant, būtent Plutonas, o ne
Merkurijus, yra mažiausia planeta Saulės sistemoje. Plutono tankis lygus
1,4 g/cm3, beveik kaip ir Jupiterio palydovo Kalisto. Teigiama, kad dauguma
planetos paviršiaus padengta ledu arba šerkšnu.

Temperatūra ten turi būti apie 400 K. Ši reikšmė mažesnė už metano
kondensacijos temperatūrą esant labai mažiems slėgiams (500 K). Todėl
planetos paviršiuje gali būti metaninio ledo. Be to, pagal tyrinėjimus buvo
nustatyta, kad planeta turtinga geležimi.

1955 m. amerikiečiai astronomai Uokeris ir Hardis paskaičiavo planetos
sukimosi aplink savo ašį periodą – 6 paros 9 valandos ir 16,9 minučių. Po
12 metų sovietų astronomas Kiladzė patvirtino šį periodą pagal savo
tyrinėjimus.

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

Tarp planetų-gigančių Plutonas atrodo kaip liliputas. Mūsų duomenys apie
Plutoną gana riboti: žinoma orbita ir atstumas, spalva ir spindesys, bet
tiksli jo masė nežinoma. Dėl to, kad Plutone gana žema temperatūra, dauguma
planetos paviršiuje esančių dujų turėtų pereiti į skystą pavidalą arba
užšalti.

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

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

Supernovos

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

I tipo supernovomis tampa baltosios nykštukės, kurių masė viršija
Čandrasekaro ribą (1.44 M[pic]); nykštukės masė padidėja dėl medžiagos
akrecijos iš antro glaudaus nario – raudonosios milžinės. Baltosios
nykštukės branduolys kolapsuoja, jame prasideda sprogstamoji atomų
branduolių sintezė, ir staigus energijos padidėjimas susprogdina žvaigždę.

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

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

Juodosios skylės

Dvidešimtame amžiuje fizikoje ir astronomijoje buvo padaryta daug nuostabių
atradimų. Vyksta savotiška grandininė reakcija: aptinkami nepaprastai
keisti reiškiniai, kurie po to nagrinėjami, apmąstomi ir dėl to atrandami
dar nuostebesni reiškiniai. Tokia dėsninga gamtos pažinimo raida.

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

Pagal Einšteino bendrąją reliatyvumo teoriją, gravitacijos jėgos yra
tiesiogiai susijusios su erdvės savybėmis. Kiekvienas kūnas ne tik pats
egzistuoja erdvėje, bet ir nulemia jos geometriją. Kartą landus laikraščio
korespondentas kreipėsi į Einšteiną, prašydamas išdėstyti savo teoriją
vienu sakiniu taip, kad ją suprastų eilinis skaitytojas. “Anksčiau buvo
manoma, – atsakė Einšteinas, – kad, išnykus iš Visatos visai materijai,
joje išliktų erdvė ir laikas; reliatyvumo teorija teigia, kad erdvė ir
laikas išnyktų kartu su materija.”

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

Šiuolaikinė teorinė astrofizika yra priėjusi išvadą, kad juodosios skylės
gali būti didelės masės žvaigždžių gyvenimo baigiamasis etapas. Kol
centrinėje žvaigždės dalyje yra energijos šaltinis, aukštos temperatūros
veikiamos 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 gelmėse
visiškai baigiasi, pamažu ima kristi jos centrinės dalies temperatūra.
Sutrikus pusiausvyrai, savo traukos veikiama žvaigždė ima trauktis. Jos
tolimesnis likimas priklauso nuo masės dydžio. Apskaičiavimai parodė, kad 3
– 5 kartus masyvesnės už Saulę žvaigždės traukimosi baigiamasis etapas gali
virsti gravitaciniu kolapsu. Susidarys juodoji skylė.

Vis dažniau skelbiamos prielaidos, kad galaktikų branduoliuose ir
kvazaruose gali būti labai didelės masės juodosios skylės ir būtent jos yra
šių 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 vietą
pranirdami pro juodą skylę, per sliek- anges ar transformuodami erdvę. Ir
kažkur mes surasime kitą pažangią, o gal atsilikusią rasę, kuri turi
galimybių išsivystyti iki tokio lygio, kad galės skrosti erdvę. Kaip mes su
jomis bendrausime? Juk tokių kontaktų pasekmės gali būti baisios. Ar
perduosime joms technologijas? Tokie klausimai turėtų kilti ir kitoms
civilizacijoms susidūrus su mumis..
Tačiau niekas tiksliai nežino, ar sunku atsirasti gyvybei. Tik iš pradžių
atrodo, kad tereikia paimti kelis komponentus, įmesti amino rūgščių, gerai
suplakti – ir, šast, yra nauja gyvybė.
Jei gyvybės atsiradimas yra dažnas reiškinys, tai Visatoje turi tiesiog
knibždėti kuo įvairiausių gyvybės formų. Bet kodėl tada mes neišgirstame jų
balso radijo bangų ir pan.? Gal kitos civilizacijos nenaudoja šių
technologijų? O gal naudoja tokias, apie kurias nė nenutuokiame.
Jei gyvybės atsiradimas yra retas reiškinys, tai viena civilizacija yra
nepaprastai toli nuo kitos – ir joms nėra fizinių galimybių ribojant
fizikos dėsniams susisiekti. Nebent egzistuotų koks nepaprastas
informacijos perdavimo būdas.
Gyvybė gali būti ir ne anglies pagrindu ir mes jų kaip gyvybės formų galime
ir neatpažinti Tad ar mokame apibrėžti, kas yra gyvybė?
Kita problema: “intelektualusis vystymasis”. Mes kažkaip manome, kad
vivilizacijos nuolat tobulėja ir pagaliau “išeina į kosmosą”? kad po
kažkiek laiko rasė privalo tapti kosmine super-rase. Tačiau gali būti, kad
kitos 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 keli
tūkstančiai 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 esame
žiaurūs ar “pasmerkti’, t.y. beviltiški. Galbūt kontaktų su ateiviais buvo
praeityje – ir jų pėdsakai išlikų mituose ir senuosiuose raštuose, senovės
simboliuose ir neaiškiuose reiškiniuose.

Leave a Comment