Žvaigždės

Saulė ir jos spektras

Saulė yra viena iš maždaug 200 milijardų mūsų Galaktikos žvaigždžių. Visatos mastu Saulės vaidmuo nereikšmingas – ji viso labo tik geltona G spektrinės klasės nykštukė; mūsų planetų šeimoje – Saulės sistemoje – Saulė yra pagrindinis, viską lemiantis kūnas.
Saulė daug didesnė už Žeme. Ji susideda iš vandenilio ir helio; skersmuo – l 392 000 km. Saulė tokia didelė, kad į ją tilptų daugiau kaip milijonas Žemės dydžio kūnų, tačiau jos masė tik 1,99- 1033 g, t. y. maždaug 333 000 Žemės masių. Taip yra todėl, kad Saulės tankis daug mažesnis neegu Žemės tipo planetų. Vidutinis Saulės tankis 1,409 g/cm3, t. y. 1,409 karto didesnis negu vandens. Saulės medžiaga pasiskirsčiusi nevienodai: einant gilyn po švytinčiu išoriniu paviršiumi, tankis didėja.
Saulė skrieja 32 000 šviesmečių nuotoliu nuo Galaktikos centro ir vieną ratą aplink Galaktikos centrą padaro per 225 mln. metų. Jos sukimosi apie ašį periodas ties pusiauju 25,4 paros; kadangi Saulė nesisuka kaip kietasis kūnas, ties ašigaliais šis periodas gerokai didesnis.

Fotosfera
Fotosfera vadinamas ryškus išorinis Saulės sluoksnis, kurio temperatūra 5500 °C. Jame matomos tamsesnės sritys, vadinamos Saulės dėmėmis. Iš tikrųjų jos nėėra juodos, bet atrodo tokios dėl kontrasto: jei galima būtų stebėti izoliuotą dėme, ji šviestų ryškiau negu lankinė lempa.
Pažiūrėjęs į Saulę pro bet kurį teleskopą ar žiūronus, stebėtojas veikiausiai iškart apaktų. Tamsūs filtrai irgi nepatikima apsaugos priemonė. Tikrai saugus yra tik pr

rojekcijos metodas: teleskopu gautas Saulės skritulio vaizdas projektuojamas į ekraną, kuris laikomas arba įtvirtinamas už okuliaro. Saulė nėra tokia glotni, be detalių, kaip kartais atrodo; jos paviršius išmargintas granulių, kurių kiekviena yra maždaug 1500 km skersmens. Po Saulės išoriniais sluoksniais cirkuliuoja konvekcijos srovės. Granulės – tai kylantys karštų dujų fontanai, tamsūs granulių kraštai – gilyn grimztančios jau atvėsusios dujos.
Tipiška didelė Saulės dėmė susideda iš centrinio tamsaus šešėlio, kurį gaubia kiek šviesesnis pusšešėlis. Dėmės labai netaisyklingos formos. Daugiausia jos būna grupėmis, iš kurių išsiskiria dvi pagrindinės dėmės – vedančioji ir atsiliekančioji. Kai kurios dėmių grupės užima didžiulius plotus, yra labai sudėtingos ir egzistuoja trumpai. Net labai didelė dėmių grupė gyvuoja tik kelis mėnesius, o mažos dėmės išnyksta per kelias valandas. Dėl Saulės sukimosi matoma, kaip dėmės išš lėto slenka skrituliu. Nuo vieno skritulio krašto iki kito dėmė keliauja apie dvi savaites. Praėjus antra tiek laiko, dėmė išnyra iš už priešingo skritulio krašto, žinoma, jei ji dar neišnyko.

Reguliarieji ciklai
Saulės aktyvumo ciklas yra gana reguliarus ir trunka vidutiniškai 11 metų; Saulės aktyvumo maksimumai buvo 1957-58, 1969-70 ir 1980-81 metais; tada joje buvo gausu dėmių. Tarp maksimumą būna aktyvumo minimumai – daugelį dienų Saulės skritulys būna švarus.
Dėmės susijusios su labai stipriais magnetiniais laukais, ir tai atspindi šiuolaikinė dėmių susidarymo teorija, kuriai pagrindus 1962 m. padėjo Ha

aroldas Babkokas (g. 1912 m.). Saulė turi globalinį dipolinį magnetinį lauką, kurio linijos eina po švytinčiu Saulės paviršiumi iš vieno ašigalio į kitą. Dėl skirtingo pusiaujo ir ašigalių sričių sukimosi greičio magnetinės linijos per kelis metus deformuojasi ir ištįsta išilgai pusiaujo, dipolinis magnetinis laukas sustiprėja ir tampa nenuostovus. Pagaliau magnetinė kilpa ištrūksta į paviršių, sukurdama dvi priešingo poliškumo dėmes. Kadangi magnetinių jėgų linijos yra uždaros, vedančiųjų ir atsilieka nčiųjų dėmių poliškumas abiejuose pusrutuliuose yra priešingas. Maždaug po 11 metų linijos išyra, ir Saulė grįžta į pradinę būseną. Per sekantį ciklą dėmių poliškumas abiejuose pusrutuliuose yra priešingos krypties.
Vizualiniai Saulės fotosferos stebėjimai teikia mums labai ribotą informacijos kiekį. Didžioji dalis žinių gaunama, naudojant spektroskopo principu veikiančius prietaisus. Pagal 1859 m. Gustavo Kirchofo (1824-87) suformuluotą dėsnį, iki baltumo įkaitęs kietasis kūnas, skystis ar smarkiai suslėgtos dujos skleidžia tolydinį spektrą (vaivorykštę), o, kai slėgis mažas, dujos spinduliuoja emisijos spektrą, susidedantį iš pavienių šviesių linijų.

Naujų elementų atradimas
Saulės atmosferoje esantys cheminiai elementai sugeria tam tikro ilgio elektromagnetines bangas, dėl to tolydiniame fotosferos spektre atsiranda properšų – tamsių linijų, kurios vadinamos Fraunhoferio linijomis. Saulėje esantys elementai identifikuojami pagal tamsių linijų padėtį (t. y. bangos ilgį) ir intensyvumą. Tokiu būdu Saulėje rasta 70 cheminių elementų. Vienas jų – helis pirmiausia buvo rastas Saulėje ir tik po to Že

emėje.

Saulės atmosfera ir spinduliavimas

Pro įprastą teleskopą galima pamatyti tiktai ryškų Saulės paviršių, arba foto-sferą, ir tokius darinius kaip dėmės, granulės bei žibintai (šviesūs trumpalaikiai dariniai virš fotosferos). Saulės atmosferą plika akimi arba pro teleskopą galima pamatyti tik visiško užtemimo metu, kai Mėnulis užstoja Saulės skritulį. Saulės atmosferai tirti ne užtemimo metu naudojami specialūs metodai.
Protuberantai ir žybsniai
Saulės atmosferos dalis, esanti virš fotosferos, vadinama chromosfera (spalvų sfera); mat ji yra būdingos rausvos spalvos. Tai taip pat yra didžiulių spindinčių protuberantų sritis. Protuberantai stebimi prietaisais, kurie veikia spektroskopo principu. Yra dviejų rūšių protuberantai: erupciniai ir ramieji. Erupciniai protuberantai sparčiai juda ir nutolsta daugiau kaip 500 000 km nuo Saulės paviršiaus. Ramieji protuberantai nuostovesni ir gali kyboti chromosteroje daug dienų kol suyra. Ir vienų, ir kitų dažniau pasitaiko didžiausio Saulės aktyvumo metu.
Protuberantai dažnai susiję su stambiomis dėmių grupėmis. Čia taip pat vyksta žybsniai, šiaip jau nematomi (stebėti tik keli matomi baltieji žybsniai). Jų metu be trumpabangio spinduliavimo išmetama elektringųjų dalelių čiurkšlės. Pastarosioms pasiekus Žeme, kyla magnetinės audros (sutrikdomas Žemės magnetinis laukas), sutrinka kompasai ir radijo ryšys. Magnetinių audrų metu sužimba įspūdingos pašvaistės. Be to, Saulė į visas puses skleidžia pastovų mažos energijos dalelių srautą, kuris vadinamas Saulės vėju. Būtent Saulės vėjas formuoja kometų uodegas, nukreipdamas jas į priešingą pu

use nuo Saulės.
Saulė spinduliuoja ne tik regimąją šviesą, bet yra galingas infraraudonųjų (šiluminių) bei ultravioletinių spindulių, taip pat radijo bangų, rentgeno ir gama spindulių šaltinis. Šį spinduliavimą tirti nuo Žemės paviršiaus sunku ar net visai neįmanoma, nes atmosfera sulaiko trumpabangius spindulius ir praleidžia tik dalį infraraudonųjų spindulių. Mūsų žinios apie Saulės spinduliavimą šiuose diapazonuose smarkiai išsiplėtė, paleidus dirbtinius Žemės palydovus ir pilotuojamas orbitines stotis. Pavyzdžiui, “Skailabo” stoties astronautų 1973-74 m. sukaupta medžiaga parodė, kad Saulė tuo metu buvo gan aktyvi. Jų stebėjimai unikalūs, nes iš Žemės jų atlikti neįmanoma.
Saulės energijos šaltinis
Astronomai negali praktiškai patikrinti savo teorijų apie Saulės kilmę, bet jie gerai įsisvaizduoja jos sandarą. Branduolio link temperatūra kyla ir Saulės centre viršija 10 mln. laipsnių. Čia ir yra Saulės jėgainė – vieta, kur generuojama jos energija.
Klaidinga būtų manyti, kad Saulėje kažkas dega kaip įprasta ugnis. Jeigu Saulė būtų sudaryta iš akmens anglių, šitaip spinduliuodama ji negalėtų ilgai (kosminiu mastu) egzistuoti, o astronomai įsitikinę, kad Saulės
amžius mažiausiai 5 milijardai metų (ji tikrai vyresnė už Žemę, kuriai 4,6 mlrd. metų). Saulės energijos šaltinis yra branduoliniai virsmai. Pagrindinis Saulės sandas yra vandenilis. Saulės branduolyje, kur labai aukšta temperatūra ir milžiniškas slėgis, branduolių sintezės metu iš vandenilio susidaro antras pagal atominę mase cheminis elementas – helis. Vienas helio branduolys susidaro, jungiantis keturiems vandenilio branduoliams; šios reakcijos metu maža dalis masės virsta dideliu energijos kiekiu. Saulė spinduliuoja šią energiją, kas sekundė netekdama 4 mln. tonų masės. Tai gali atrodyti labai daug, bet iš tiesų prarandama tik menka Saulės masės dalis. Saulė turi pakankamai vandenilio, kad šviestų, kaip dabar, mažiausiai dar 5 mlrd. metų, o gal ir ilgiau.
Kada nors vandenilio atsargos vis vien išseks ir Saulės sandara iš esmės keisis. Pagal dabartine teoriją Saulė tada pergyvens raudonosios milžinės stadiją; jos šviesis palyginti su dabartiniu padidės mažiausiai 100 kartų. Po to Saulė susitrauks į mažą tankią žvaigžde – vadinamąją baltąją nykštuke.
Žemės amžius taip pat ribotas. Saulei virtus raudonąja milžine, mūsų planeta negalės egzistuoti – kartu su kitomis vidinėmis planetomis .ji žus.
Saulės tyrimai
Žinios apie Saule kaupiamos įvairiausiais būdais. Ypač naudinga radijo astronomija – metodas, leidžiantis tyrinėti ilgabange elektromagnetinio spektro sritį. Saulė yra sliprus radijo bangų šaltinis – tai žinoma nuo pirmųjų radijo astronomijos atsiradimo dienų. Saulės spinduliavimą rentgeno spindulių diapazone pradėta tirti gerokai vėliau, nes tam reikėjo prietaisų, veikiančių už Žemės atmosferos ribų.
Daug kalbėta apie tai, kiek išpli tusi Saulės atmosfera. Virš chromosferos driekiasi Saulės vainikas, kuris yra labai retas ir neturi aiškios ribos. Jis pamažu retėja, kol virsta Saulės vėju.
Saulės užtemimai

“Skailabo” stoties skrydis 1973-74 m. smarkiai papildė žinias apie Saulę. Skrydžio metu buvo ilgai stebimi dariniai, neįžiūrimi nuo Žemės paviršiaus, iki tol kai kurie iš jų buvo stebimi ir fotografuojami visiškų Saulės užtemimų metu.
Užtemimų detalės
Mėnulis daug kartų mažesnis už Saulę, bet skrieja tiek pat kartų arčiau Žemės ir dėl to danguje ji atrodo tokio pat dydžio kaip Saulė. Sis sutapimas yra lemiamas: kai visi trys kūnai išsirikiuoja vienoje linijoje, Mėnulis gali visiškai uždengti švytinčią Saulės fotosferą, palikdamas šviesti tik ją gaubiančią chromosferą ir vainiką. Šis reginys trunka neilgai, nes Mėnulio šešėlis palyginti mažas ir greitai bėga Žemės paviršiumi: visiško Saulės užtemimo juosta niekad nebūna platesnė kaip 269 km, o užtemimo maksimumas vienoje vietoje trunka mažiau kaip 8 minutes. Todėl astronomai stengiasi kuo geriau išnaudoti šią galimybę. Tik per 1842 m. Saulės užtemimą astronomai įsitikino, kad protuberantai yra Saulės, o ne Mėnulio darinys.
Kadangi Mėnulio orbita nėra apskrita, jo regimasis skersmuo kinta. Apogėjuje (toliausiai nuo Žemės esančiame orbitos taške) Mėnulis atrodo 10% mažesnis negu perigėjuje (arčiausiai Žemės). Saulės regimasis skersmuo taip pat kinta, didžiausias jis būna gruodžio mėnesį, o mažiausias – birželio. Taip yra dėl to, kad atstumas tarp Žemės ir Saulės taip pat kinta. Kai Mėnulis danguje atrodo mažesnis už Saulę, jis negali visiškai uždengti fotosferos. Tada stebimas žiedinis Saulės užtemimas: aplink juodą Mėnulio skritulį matomas švytintis lankas. Taip pat galimi daliniai Saulės užtemimai, kada Mėnulis uždengia ne visą Saulės skritulį, o tik jo dalį. Žiediniai ir daliniai Saulės užtemimai naudingi tik iš dalies, kadangi jų metu nematyti Saulės aplinkos.
Žmonės stebėjo ir aprašinėjo Saulės užtemimus labai seniai: kinų metraščiuose aprašomas užtemimas, įvykęs 2136 m. pr. m. e. Užtemimai įvyksta ne kiekvieną Mėnulio jaunatį, nes Mėnulio orbita gerokai pasvirusi į Žemės orbitos plokštumą. Bet kurie užtemimai (visiški, žiediniai, daliniai) kartojasi kas 18 metų 10,3 paros (arba 11,3 paros, jei į tą laiko tarpą patenka 5 keliamieji metai), kai Saulė, Mėnulis ir Žemė užima tą pačią tarpusavio padėtį. Šis laiko tarpas vadinamas sąru (per laiko tarpą tarp dviejų tokių užtemimų įvyksta dar keli). Saras nėra tikslus, bet tai geriau negu visai nieko: juo plačiai naudotasi senovėje, numatant užtemimus.
Vainiko stebėjimai
Visiško Saulės užtemimo metu įspūdingiausias reginys yra jos vainikas. Nustatyta, kad vainiko išvaizda priklauso nuo Saulės aktyvumo laipsnio. Aktyvumo minimumo metu vainikas gan simetriškas, o maksimumo metais jame matomi ilgi spinduliai. Visiško užtemimo metu dangus pakankamai tamsus, kad matytųsi planetos ir ryškios žvaigždės; kelis kartus arti užtemusios Saulės buvo aptiktos nežinomos kometos. Tenka apgailestauti, kad toje pačioje Žemės vietoje visiški Saulės užtemimai kartojasi labai retai. Pavyzdžiui, Anglijoje paskutinį kartą visiškas Saulės užtemimas buvo 1927 m., o kito nebus iki 1999 m.
Plėtojantis spektroskopijai kaip tyrimų metodui, tapo įmanoma bet kuriuo metu stebėti chromosferą ir protuberantus. Tačiau vainiką tyrinėti sunkiau, nes netgi jo vidinė dalis yra daug blyškesnė už chromosferą. Prancūzų astronomas Bernaras Lijo (1897- 1952) sukonstravo koronografą – prietaisą, kuriuo iš aukštuminių observatorijų galima stebėti vidinį vainiką. Išorinį vainiką iš Žemės galima stebėti tik visiško užtemimo metu. Todėl mūsų žinios apie Saule yra ribotos, o sužinoti apie ją kuo daugiau neleidžia faktas, kad kai kurių elektromagnetinio spektro diapazonų spinduliavimas (pavyzdžiui, rentgeno spinduliai) niekada nepasiekia Žemės paviršiaus.
Praeityje, taikant įvairiausius melodus, bandyta išvengti Žemės atmosferos ekranuojamojo poveikio. Pavyzdžiui, naudotasi oro balionais, bet jie negali pakilti taip aukštai, kaip norėtų astronomai. Problema buvo galutinai išspręsta, kai sudėtinga aparatūra Saulės rentgeno spinduliavimui tirti buvo įrengta ir sėkmingai panaudota “Skailabo” stotyje. Saulės vainikas buvo stebėtas visuose elektromagnetinio spektro diapazonuose, ir drąsiai galima teigti, kad ateityje visiški Saulės užtemimai moksliniu požiūriu nebebus tokie svarbūs, kaip buvo praeityje. Pirmoji “Skailabo” įgula atgabeno į Žemę fotografinę juostą, kurioje Saulės vainikas buvo fiksuojamas daug ilgiau, negu žmonės galėjo jį stebėti visiškų užtemimų metu per tūkstančius metų.
Būsimieji Saulės stebėjimai
Nepaisant pastaruoju metu sukauptų žinių, yra dar daug neišspręstų problemų. “Skailabo” stotyje atlikti Saulės vainiko stebėjimai ultravioletinių spindulių diapazone parodė, kad vainiko struktūra sudėtingesnė negu iki tol manyta.
Kometos

Didelė kometa su ryškia galva ir uodega, nusidriekusia per pusę dangaus, yra įspūdingas reiškinys, ir nesunku suprasti, kodėl kometos senovėje keldavo siaubą. Žmonės jas laikė nelaimių pranašais; ši baimė ir dabar gyva ten, kur tarpsta primityvi gamtos samprata.
Iš tikrųjų kometa ne toks jau didelis objektas. Ji susideda iš mažų, daugiausia ledo, dalelių ir išretėjusių dujų. Žinomi keli atvejai, kai Žemė kirto kometos uodegą, nepatirdama nė menkiausio pavojaus.

Kometos anatomija
Didelė kometa susideda iš trijų pagrindinių dalių: branduolio (jo masė didžiausia), galvos, arba komos, ir uodegos. Galva ir uodega atsiranda kometai priartėjus prie Saulės, kai jos spinduliavimas garina branduolio ledą. Kometai tolstant nuo Saulės, uodega išnyksta. Mažos kometos dažnai uodegų išvis neturi ir danguje atrodo kaip maži blausiai apšviesti vatos gumulėliai. Kometų uodegos yra dviejų rūšių – dujų ir dulkių. Paprastai dujų uodegos yra tiesios, dulkių – išlinkusios, nes dulkės atsilieka nuo judančios kometos. Viena būdingiausių uodegų savybių yra ta, kad jos daugiau ar mažiau nukreiptos į priešingą nuo Saulės pusę, taigi tolstanti kometa juda uodega pirmyn. Šis reiškinys nėra visiškai ištirtas, bet manoma, kad mažytes uodegų daleles tolyn stumia Saulės vėjas – iš Saulės visomis kryptimis sklindančių elektringųjų dalelių srautas.
Kometos yra Saulės sistemos nariai, bet jų orbitos yra smarkiau ištęstos ir skiriasi nuo planetų orbitų. Žinoma daug kometų su trumpais skriejimo periodais. Pavyzdžiui, Enkės kometa Saulę apskrieja tik per 3,3 m., reguliariai grįždama prie jos. Po to, kai buvo atrasta 1786 m., ji praėjo perihelį (artimiausią Saulei orbitos tašką) jau 60 kartų. Kometos pačios nešviečia, o tik atspindi Saulės šviesą; pastaroji sužadina galvos dujas ir priverčia jas švytėti (fluorescencija). Daugumą kometų galima matyti tik palyginti arti Žemės ir Saulės, jų neįmanoma stebėti tolimesniuose orbitos taškuose.

Trumpaperiodės ir ilgaperiodės kometos
Trumpaperiodės kometos yra blyškios ir daugumą jų sunku stebėti pro teleskopą. Kai kurios, ypač Švasmano ir Vachmano I ir ne taip seniai atrasta Gano kometa skrieja beveik apskritomis orbitomis, ir jas galima stebėti visame jų kelyje aplink Saulę.
Kitos kometos vieną kartą aplink Saulę apskrieja tik per keliasdešimt metų. Žinomiausia iš tokių – Halio kometa, kuri yra pakankamai ryški, matoma plika akimi ir maždaug kas 76 m. (periodas nepastovus dėl planetų trikdymų) grįžta prie Saulės. Paskutinį kartą Halio kometa praskriejo perihelį 1986 m. Tada ją iš arti fotografavo ir jos aplinką tyrė kosminės stotys “Veha-1” ir “Veha-2” bei V. Europos šalių stotis “Džotas”. Halio kometa stebėta dar prieš mūsų erą.
Kitų ryškių kometų periodai daug ilgesni; kartais jie tokie dideli, kad jų net neįmanoma tiksliai apskaičiuoti. Tokių kometų pasirodymo negalima numatyti; tai visada būna staigmena. Taip buvo ir su 1843 m. didžiąja kometa; jos galva buvo didesnė už Saulę, nors masė – palyginti maža. Kitos ryškios kometos pasirodė 1811, 1882 ir 1910 m. Pastaroji kometa buvo matoma net dieną ir veikiausiai buvo šviesiausia šio amžiaus kometa (nemaišykime jos su Halio kometa, kuri irgi pasirodė 1910 m.). 1973 m. ryški žadėjo būti Kohouteko kometa, bet taip neįvyko.
Trumpai egzistuojančios kometos
Kai kurios didelės kometos skrieja pro Saulę labai mažu atstumu, kerta jos vainiką ir dėl to vadinamos Saulės lietėjomis. Kometai praskrendant perihelį, jos uodega pasisuka branduolio atžvilgiu; dažnai atsitinka, kad senoji uodega subyra, o atsiranda nauja. Kometos uodegą sudaro iš branduolio srūvantys garai ir dulkės, dėl to nuolat prarandama branduolio medžiaga. Žinomos kelios kometos, kurios, aplenkdamos Saule, dingo. Taip atsitiko 1913 m. su Vestfalio kometa. 1846 m. į dvi dalis suskilo Bielos kometa, kurios periodas buvo 6,75 m. Jos šukėsdvynės pasirodė 1852 m. kaip dvinarė kometa. 1872 m., t. y. sekančio sugrįžimo metu, vietoj kometos buvo matomas tik stiprus meteorų lietus. Tai rodo, kad yra glaudus ryšys tarp kometų ir meteorinių kūnų.
Daug ginčijamasi apie kometų kilmę. Anot olandų astronomo Jano Orto (g. 1900 m.), toli nuo Saulės yra didžiulis kometų debesis; kartais dėl gretimų žvaigždžių trikdymų pasikeičia kurios nors kometos trajektorija, ir ji atklysta prie Saulės.
Nors kometų ieško astronomai profesionalai, daugiausia jų randa astronomijos mėgėjai. Iki 1988 m. daugiausia kometų – trylika atrado Viljamas Bredfildas (Australija), Minoru Honda (Japonija) – dvylika. Mokytojas Dž. Olkokas (Anglija) atrado penkias kometas.
Meteorai ir meteoritai

Meteorus, arba krintančiąsias žvaigždes, šiaurės pusrutulyje geriausia stebėti rugpjūčio mėnesį. Tai greitai judantys šviesūs taškeliai, dažnai su švytinčiomis uodegomis, kurios atsiranda kažkokiems objektams judant dangaus skliautu. Krintančiosios žvaigždės žinomos nuo senų senovės, bet jų prigimtis paaiškėjo tik XIX a. pradžioje.
Meteoritų ne tiek daug kaip meteorų. Tai skirtingi dalykai. Meteoritas – tai ne didžiulis meteoras; jų išvaizda nieko bendro neturi su kometomis, nors krintantys stambūs meteoritai ir turi panašias kaip kometų uodegas. Meteoritai veikiausiai yra kometų branduolių ar asteroidų skeveldros.

Greitosios dalelės
Meteorą sukelia maža (mažesnė net už smėlio kruopelyte) dalelė (meteorinis kūnas), skriejantis aplink Saulę. Jį galima pamatyti tik tada, kai dalelė įskrieja į Žemės atmosferos išorinius sluoksnius, skriejimo greitis gali siekti 72 km/s. Meteorinį kūną veikia didžiulė oro molekulių trintis, nuo kurios jis suyra gerokai anksčiau, negu spėja pasiekti Žemės paviršių. Danguje matomas šviesus brūkšnys yra ne krintančio meteorinio kūno požymis, o atmosferos, kurią jis skrodžia, reakcija.
Meteorai yra dviejų pagrindinių rūšių: jie sudaro meteorų srautus ir būna sporadiniai, arba atsitiktiniai. Pastarieji gali blykstelti bet kada ir bet kurioje dangaus vietoje. O meteorų srautai susiję su kometomis. Pavyzdžiui, garsusis Leonidų srautas, į kurį Žemė patenka lapkričio mėnesį, yra susijęs su blyškia periodine Templio kometa: jam priklausantys meteoriniai kūnai juda ta pačia orbita kaip minėta kometa. Sakoma, kad meteorai yra kometų pažertos skeveldros. Gal tai skamba pernelyg suprastintai, bet tvirtai nustatyta, kad periodinė Bielos kometa suiro ir jos vietoje atsirado meteorų srautas. Neabejojama, kad skriejanti erdvėje kometa palieka paskui save meteorinės medžiagos.
Meteorų srauto intensyvumas matuojamas meteorų skaičiumi per valandą. Labiausiai patikimas yra kasmetinis Perseidų srautas, kurio intensyvumas lygus maždaug 70. Į šį skaičių neįskaitomi meteorai, nematomi plika akimi, taigi meteorinių kūnų yra gerokai daugiau. Pernelyg maži ir negalintys sukelti švytėjimo meteoriniai kūnai vadinami mikrometeorais; jų yra labai daug.
Nors pavieniai meteorų srauto kūnai skrieja erdve lygiagrečiais keliais, atrodo, kad jie išlekia iš vieno konkretaus dangaus skliauto taško. Šis taškas vadinamas radiantu. Tai šiek tiek primena reginį į autostradą nuo tilto: lygiagrečios kelkraščių linijos horizonte sueina į vieną tašką, kurį galima vadinti kelkraščio linijų radiantu. Lapkričio mėnesį lyjančių Leonidų radiantas yra Liūto žvaigždyne, rugpjūčio Perseidų – Persėjo žvaigždyne ir t. t.

Reguliarūs kasmetiniai meteorų lietūs
Meteorų lietūs pasikartoja kasmet. Tai Kvadrantidai (sausio l-6 d., maksimumas 3-4 d.), Lyridai (balandžio 19-24 d.)

Eta Akvaridai (gegužės l-8 d., susiję su garsiąja Halio kometa), Perseidai (liepos 25-rugpjūčio 18 d.), Orionidai (spalio 16- 26 d.), Tauridai (spalio 20-lapkričio 30 d.), pietiniai Fenikidai (gruodžio 4-5 d.), Geminidai (gruodžio 7-15 d.), Ursidai (gruodžio 17-24 d.), Leonidai, kurių maksimumas būna lapkričio 17 d., mažiau reguliarūs, nes meteoriniai kūnai nėra vienodai pasklidę visame kometos kelyje, o lekioja pulkais. Stiprų meteorų lietų galima pamatyti tik tada, kai Žemė patenka į tankų meteorinių kūnų telkinį.

Meteoritai
Stambus meteorinis kūnas, įskriejęs į planetos atmosferą, gali pasiekti jos paviršių nesuiręs. Nukritęs į Žemę, toks kūnas arba jo skeveldros vadinami meteoritais. Jie būna kelių rūšių: aerolitai, arba akmeniniai meteoritai, ir siderolitai, arba akmeniniai geležiniai meteoritai. Yra įvairių tarpinių tipų. Išėsdinus meteorito paviršių rūgštimis, randama būdingų struktūros piešinių, vadinamų Vidmanšteteno figūromis.
Meteoritus žmonės žinojo prieš daug šimtmečių. Pavyzdžiui, Mekos Šventasis akmuo yra meteoritas, tiktai jo kosmine kilme ilgai abejota. Kai 1795 m. 25 kg sveriantis meteoritas nukritoJorkšyre, iš pradžių manyta, kad tai Islandijoje veikusio vulkano išsviestas akmuo. Pagaliau 1803 m., kai L_Eglio miestelyje Prancūzijoje nukrito iškart keli meteoritai, žinomas astronomas Žanas Batistas Bio (1774-1862) įrodė, kad šie akmenys iš tikrųjų nukrito iš dangaus. Didžiausias meteoritas eksponuojamas Niujorko Heideno planetariume. Jis sveria 31 toną. Laimei, dideli meteoritai krinta retai. Geriausi tokio meteorito atvykimo pavyzdžiai – meteoritinis krateris Arizonoje (JAV), vadinamas Velnio Kanjonu, ir Vulf Kriko krateris Australijoje.
Dvinarės žvaigždės

Mūsų planetų šeimos centre – pavienė žvaigždė Saulė, bet visatoje yra daug žvaigždžių, kurios sudaro poras arba yra sudėtingų sistemų nariai.

Dvinarių žvaigždžių stebėtinai daug, bet ne visada jos tokios, kaip atrodo. Kai kurios iš tikrųjų yra fizikinės žvaigždžių poros; kitų dvinariškumas tėra iliuzija, atsirandanti dėl projekcijos dangaus skliaute. Jei, žiūrint iš Žemės, viena kryptimi matomos dvi žvaigždės, danguje jos projektuojąs! viena šalia kitos, nors tarp jų nėra jokio ryšio. Tokių žvaigždžių pavyzdys – Vega, šviesi žydrai balta žvaigždė Lyros žvaigždyne, ir šalia jos matoma silpna 12 ryškio žvaigždutė. Iš tikrųjų ji yra daug toliau už Vegą, bet, žiūrini iš Žemės, atrodo arti jos.

Dvinarės žvaigždės ir jų sandara
Iš pradžių manyta, kad visos dvinarės žvaigždės yra atsitiktinės projekcijos rezultatas. Tiktai 1793 m. Viljamas Heršelis (1738-1822) atrado tikrąsias fizikines žvaigždžių poras. Jų abu nariai skrieja aplink bendrą masės centrą. Vienų porų apskriejimo periodai yra trumpi (ribiniu atveju mažiau negu 20 min), kitų – ilgi.
Mergelės Gama (y Vir), esanti netoli Spikos, susideda iš dviejų vienodų žvaigždžių, kurių skriejimo periodas 180 metų. Kampinis nuotolis tarp narių dabar mažesnis negu buvo amžiaus pradžioje; taip yra todėl, kad abi žvaigždės artėja prie tos pačios regėjimo linijos. Dabar pro bet kurį teleskopą matomos abi žvaigždės, bet apie 2016 m., kai atstumas tarp narių sumažės iki minimumo, Mergelės Gama atrodys kaip viena žvaigždė ir tik pro didžiausius teleskopus bus matoma, jog ji dvinarė.
Micaras ir jo palydovas Alkoras Didžiųjų Grįžulo Ralų žvaigždyne taip pat sudaro fizikinę žvaigždžių porą; abu narius galima įžiūrėti plika akimi: vienas yra 2,4, kitas – 3,9 ryškio. Panaši žvaigždžių pora yra Centauro Alfa (a Cen).
Kai kurios poros, kaip antai, Avino Gama (f Ari), susideda iš tos pačios spektrinės klasės žvaigždžių. Bet yra ir tokių, kurių narių spalva skiriasi ir įspūdingai kontrastuoja. Ryškus raudonas Antaris Skorpiono žvaigždyne turi blyškų žalsvą palydovą; tokia pat žalsva žvaigždutė spindi šalia raudonosios milžinės Heraklio Alfos (u Her).Bet geriausias pavyzdys yra Gulbės Beta (S Cyg), arba Albirėjas: pagrindinis narys yra oranžinė, o palydovas – žalsvai žydra žvaigždė.
Spektroskopinės ir užtemdomosios dvinarės
Jei kampinis atstumas tarp narių yra mažas, dvinarė žvaigždė atrodo kaip vienanarė. Jos narių judėjimas aplink bendrą masės centrą aptinkamas spektroskopu. Ryškesnis Micaro poros narys yra spektroskopinė dvinarė žvaigždė.
Yra sistemų, kurias sudaro trys ir daugiau žvaigždžių. Pavyzdžiui, Centauro Alfa, artimiausia ryški žvaigždė, susideda iš dviejų nevienodų nulinio ir 1,7 ryškio narių, kurių skriejimo periodas 80 metų.
Žvaigždžių 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.
Žvaigždžių spiečiai

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
Pulsarai ir juodosios skylės

Norint paaiškinti, kas tai yra juodoji skylė, būtina dar kartą pasitelkti žvaigždžių evoliucijos teoriją. Tokia žvaigždė kaip Saulė traukdamasi iš pradžių artėja prie pagrindinės sekos. Kai branduolio temperatūra pasiekia tam tikrą vertę, įsidega branduolinės reakcijos. Branduolinio kuro atsargoms išsekus, žvaigždė išsiplečia ir tampa raudonąja milžine. Po to ji kolapsuoja į mažą baltąją nykštuke.
Didesnės masės žvaigždė evoliucionuoja kitaip: pasibaigus branduoliniam kurui, ji sprogsta kaip supernova; evoliucionuojanti spindulinga žvaigždė virsta neutronine žvaigžde arba pulsaru, kurį gaubia besiplečiantis dujų apvalkalas.

Nuo baltosios nykštukės iki juodosios skylės
Baltosios nykštukės atomai sugniuždomi ir taip suglaudžiami, kad laisvos erdvės tarp jų beveik nelieka. Neutroninės žvaigždės gravitacijos laukas toks stiprus, kad elektronai įsiterpia į protonus ir sudaro neutronus; neutroninės žvaigždės tankis daug didesnis negu baltosios nykštukės. Dabar beveik neabejojama, kad radijo šaltiniai, vadinami pulsarais, iš tikrųjų yra neutroninės žvaigždės. Krabo ūko pulsaras buvo identifikuotas su optiniu objektu, o 1977 m. Australijos astronomai identifikavo kitą, Burių žvaigždyno pulsarą su labai silpnu 26,5 ryškio objektu.
Kolapsuojančios masyvios žvaigždės tankis tampa toks, kaip baltosios nykštukės ar neutroninės žvaigždės. Toliau ji traukiasi, vėl mažėdama ir tan-kėdama, kol pasiekia vadinamojo gravitacinio kolapso būseną, kai jokie žinomi fizikiniai procesai nebesustabdo traukimosi. Šviesa vis sunkiau ištrūksta iš kolapsuojančios žvaigždės, jos matmenys netrukus įveikia krizinę ribą, vadinamą Švarcšildo spinduliu. Tada žvaigždės gravitacijos laukas tampa toks stiprus, kad net šviesos spindulys nebegali iš jo ištrūkti. Žvaigždę tarytum gaubia kažkokia zona, iš kurios niekas negali pabėgti. Tai ir yra juodoji skylė.
Juodosios skylės viduje jokie įprasti fizikos dėsniai nebegalioja. Buvo iškelta hipotezė, jog kolapsavusi žvaigždė, ko gero, išvis nebeegzistuoja; spėliota, kad juodosios skylės gali didėti, kol praris visa, kas yra visatoje. Šios idėjos labai spekuliatyvios.

Juodųjų skylių paieškos
Ieškant juodųjų skylių, daugiausia vilčių teikia dvinarės žvaigždžių sistemos. Šalia ryškios geltonos Kapelos žvaigždės Vežėjo žvaigždyne matomas mažas žvaigždžių trikampis, vadinamas Ožiukais. Trikampio viršūnėje spindi ne itin ryški, bet plika akimi gerai matoma žvaigždė Vežėjo Epsilon. 1821 m. pastebėta, kad jos spindesys kinta nuo 3,3 iki 4,2 ryškio. Vėliau nustatyta, jog Vežėjo Epsilon yra užtemdomoji dvinarė, bet labai neįprasta: užtemimai įvyksta kas 27 metai ir trunka daugiau kaip 700 parų.
Ryškusis šios poros narys yra labai šviesi geltona supermilžinė, spinduliuojanti 60 000 kartų stipriau už Saulę.
Blyškusis narys, kuris sukelia užtemimus, nematomas; jis skleidžia tik infraraudonuosius spindulius, todėl astronomai ilgai galvojo, kad tai yra didelė šalta žvaigždė, susidariusi iš tarpžvaigždinės medžiagos, dar tebesitraukianti ir nepakankamai karšta, kad šviestų, naudodama branduolinių reakcijų energiją. Pavyzdžiui, manoma, kad Vežėjo Epsilon sistemos infraraudonųjų spindulių šaltinis yra juodoji skylė.
Infraraudonoje nario masė 23 kartus didesnė negu Saulės. JAV astronomų A. Dž. V. Kamerono ir R. Stoderso nuomone, tai yra juodoji skylė; ją gaubia debesis kietų dalelių, spirale besisukančių apie įvykių horizontą, ir skleidžiančių infraraudonuosius spindulius, registruojamus Žemėje. Laikui bėgant dalelės įveikia įvykių horizontą ir patenka į juodąją skyle, iš kurios niekada nebeištrūksta.
Rentgeno šaltiniai
Kita galima juodoji skylė yra Gulbės žvaigždyne spindinčios supermilžinės HDE 226 868 palydovai, kurie skleidžia rentgeno spindulius. Manoma, kad rentgeno spindulių šaltinis – medžiaga, milžinišku greičiu krintanti į juodąją skylę.
Rentgeno astronomija – jaunas mokslas, mat kosminius rentgeno šaltinius galima stebėti tik už Žemės atmosferos ribų. Tokia galimybė atsirado tik po 1960 m. Iki šiol atrasta daug rentgeno šaltinių, vienas jų – Krabo ūkas. Dauguma Galaktikos rentgeno šaltinių yra dvinarės žvaigždžių sistemos, aplink kurių optinę milžinę skrieja neutroninė žvaigždė. Egzistuoja vadinamosios rentgeno novos, kurios sužimba, kelias savaites ar mėnesius skleidžia rentgeno spindulius, po to nusilpsta ir išnyksta.
Didžioji dalis žinomų rentgeno šaltinių yra mūsų Galaktikoje ir telkiasi arti pagrindinės Paukščių Tako plokštumos. Rentgeno spindulius skleidžia ir kai kurios galaktikos, pavyzdžiui, milžiniška žvaigždžių sistema M 87 Mergelės žvaigždyne. Ji yra ir radijo bangų šaltinis.

Leave a Comment