O întrebare complet logică este: ce este Soarele? Enciclopedie școlară

Nici unul din numărul mare diverse modele originea și dezvoltarea sistemului solar nu a fost promovată la rangul de teorie general acceptată.

Conform Ipoteza Kant-Laplace sistemul de planete din jurul Soarelui s-a format ca urmare a forțelor de atracție și repulsie dintre particulele de materie împrăștiată situate în mișcare de rotațieîn jurul Soarelui.

Pentru prima dată, un fizician și astrofizician englez J. H. Blugi(1877 - 1946) a sugerat că Soarele s-a ciocnit odată cu o altă stea, în urma căreia a fost scos din ea un flux de gaz care, condensându-se, s-a transformat în planete. Având în vedere distanța enormă dintre stele, o astfel de coliziune pare incredibilă.

Dintre ipotezele moderne despre originea sistemului solar, cea mai cunoscută este ipoteza electromagnetică a astrofizicianului suedez. H. Alfvena (1908 - 1995)şi englezul F. Hoyle (1915 - 2001). Conform acestei teorii, norul de gaz original din care s-au format atât Soarele, cât și planetele a constat din gaz ionizat supus influenței forțelor electromagnetice. După ce Soarele s-a format dintr-un nor imens de gaz prin concentrare, părți mici din acest nor au rămas la o distanță foarte mare de el. Forța gravitațională a început să atragă gazul rămas către steaua rezultată - Soare, dar câmpul său magnetic a oprit gazul în mișcare la diferite distanțe - exact acolo unde sunt situate planetele. Forțele gravitaționale și magnetice au influențat concentrația și îngroșarea acestui gaz. Ca urmare, s-au format planete. Când au apărut cele mai mari planete, același proces s-a repetat la o scară mai mică, creând astfel sisteme de satelit.

Este cunoscută și ipoteza formării sistemului solar dintr-un nor rece de gaz și praf care înconjoară Soarele, propusă de un om de știință sovietic. O.Yu. Schmidt (1891 - 1956).

Conform ipotezei general acceptate în prezent, formarea Sistemului Solar a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă cu prăbușirea gravitațională a unei mici părți a unui nor de praf și gaz interstelar gigant. Acest nor inițial avea probabil o dimensiune de câțiva ani lumină și a fost progenitorul mai multor stele.

În timpul procesului de comprimare gravitațională, dimensiunea norului de gaz și praf a scăzut și, datorită legii conservării momentului unghiular, viteza de rotație a norului a crescut. Centrul, unde se adunase cea mai mare parte a masei, devenea din ce în ce mai fierbinte decât discul din jur. Datorită rotației, ratele de compresie ale norilor paraleli și perpendiculari pe axa de rotație au fost diferite, ceea ce a dus la aplatizarea norului și formarea unui disc protoplanetar caracteristic cu un diametru de aproximativ 200 UA. și o protostea fierbinte și densă în centru. Se crede că în acest moment al evoluției sale Soarele era o stea T Tauri. Studiul unor astfel de stele arată că ele sunt adesea însoțite de discuri protoplanetare cu mase de 0,001 - 0,1 mase solare, procentul copleșitor al masei nebuloasei concentrat direct în stea. Planetele s-au format prin acumulare de pe acest disc (Fig. 27).

Pe parcursul a 50 de milioane de ani, presiunea și densitatea hidrogenului din centrul protostelei au devenit suficient de mari pentru a începe reacțiile termonucleare. Temperatura, viteza de reacție, presiunea și densitatea au crescut până la atingerea echilibrului hidrostatic, energia termică opunându-se forței de comprimare gravitațională. În această etapă, Soarele a devenit o stea din secvența principală cu drepturi depline.

Fig. 27 Evoluția Soarelui

Sistemul solar va exista până când Soarele va începe să evolueze în afara secvenței principale a diagramei Hertzsprung-Russell, care arată relația dintre luminozitatea stelelor și temperatura lor de suprafață. Stelele mai fierbinți sunt mai luminoase.

Soarele își arde rezervele de combustibil hidrogen, iar energia eliberată tinde să se epuizeze, determinând micșorarea Soarelui. Aceasta crește presiunea în adâncimea sa și încălzește miezul, accelerând astfel arderea combustibilului. Ca rezultat, Soarele devine mai strălucitor cu aproximativ zece procente la fiecare 1,1 miliarde de ani.

În aproximativ 5 până la 6 miliarde de ani, hidrogenul din miezul Soarelui va fi complet transformat în heliu, terminând faza secvenței principale. În acest moment, straturile exterioare ale Soarelui se vor extinde de aproximativ 260 de ori - Soarele va deveni o gigantă roșie. Datorită suprafeței extrem de crescute, va fi mult mai rece decât în ​​secvența principală (2600 K).

În cele din urmă, straturile exterioare ale Soarelui vor fi aruncate în spațiul înconjurător printr-o explozie puternică, formând o nebuloasă planetară, în centrul căreia va rămâne doar un mic nucleu stelar - pitic alb, un obiect neobișnuit de dens jumătate din masa inițială a Soarelui, dar de dimensiunea Pământului. Această nebuloasă va returna o parte din materialul care a format Soarele în mediul interstelar.

Teoriile despre originea sistemului solar sunt de natură ipotetică și este imposibil să se rezolve fără ambiguitate problema fiabilității lor în stadiul actual al dezvoltării științifice. Toate teoriile existente au contradicții și zone neclare.

Lipsa unei versiuni general acceptate a originii sistemului planetar are propria sa explicație. În primul rând, unicitatea obiectului de observație exclude utilizarea analizei comparative și ne obligă să rezolvăm dificila sarcină de reconstrucție a istoriei pe baza doar cunoștințelor despre starea actuală a sistemului solar. De exemplu, ideile despre evoluția stelelor de la naștere până la moarte au fost obținute prin acumularea și prelucrarea statistică a datelor observate privind starea actuală a multor stele de diferite clase, în diferite stadii de dezvoltare. Nu este de mirare că astronomia știe mult mai multe despre dezvoltarea stelelor departe de noi decât despre originea și dezvoltarea habitatului nostru - Sistemul Solar.

Astfel, sistemul solar este o formațiune naturală foarte complexă, combinând diversitatea elementelor sale constitutive cu cea mai mare stabilitate a sistemului în ansamblu. Având în vedere numărul mare și varietatea elementelor care alcătuiesc un sistem și relațiile complexe care se stabilesc între ele, sarcina de a determina mecanismul formării acestuia se dovedește a fi foarte dificilă.

Sistemul solar include:

· Soare;

· 4 planete terestre: Mercur, Venus, Pământ, Marte și sateliții lor;

· centura planetelor minore - asteroizi, care include planeta pitică Ceres;

· nenumărate corpuri de meteoriți, mișcându-se atât în ​​roi, cât și individual.

· 4 planete gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și sateliții lor;

· sute de comete;

· centauri;

· obiecte trans-neptuniene: centura Kuiper, care include 4 planete pitice: Pluto, Haumea, Makemake, Eris și discul împrăștiat;

· Zone îndepărtate care includ norii Oort și Sedna;

· Zone de frontieră.

Soare

Soarele aparține stelelor obișnuite ale galaxiei noastre și este o minge de gaz fierbinte (plasmă) cu compoziție predominant heliu-hidrogen, care este diluată cu un amestec (aproximativ 1%) din restul. elemente chimice, al cărui raport variază de la suprafață la miez. Straturile superioare ale Soarelui conțin aproximativ 90% hidrogen și 10% heliu. Miezul conține doar 37% hidrogen. Raportul dintre hidrogen și heliu se modifică în timp în favoarea heliului, deoarece reacțiile termonucleare au loc pe Soare de 4,5 miliarde de ani, transformând nucleele de hidrogen în nuclee de heliu. În fiecare secundă, aproximativ 600 de milioane de tone de hidrogen sunt transformate în heliu la o temperatură de aproximativ 15 milioane 0 C. În același timp, 4,3 milioane de tone sunt transformate în energie radiantă (Fig. 28).

Fizicianul austriac Christian Doppler (1803–1853) ar fi fost surprins dacă ar fi aflat că, datorită efectului fizic pe care l-a descris în 1842 și ulterior numit după el, cea mai neașteptată descoperire astronomică s-ar fi făcut la începutul secolului al XX-lea. , iar la sfârșitul secolului XX va avea loc cea mai așteptată descoperire din istoria astronomiei.

Multe autorități antice erau sigure că este imposibil, în principiu, să se facă o astfel de descoperire. De exemplu, marele Aristotel credea că Pământul este unic și nu există alții ca acesta. Dar unii gânditori și-au exprimat speranța pentru existența planetelor „extrasolare” - amintiți-vă de Giordano Bruno! Cu toate acestea, cei care credeau în „lumile multiple” au înțeles că detectarea planetelor în vecinătatea stelelor din apropiere era tehnic extrem de dificilă, dacă nu imposibilă. Înainte de inventarea telescopului, o astfel de sarcină nici măcar nu a fost pusă, iar posibilitatea existenței altor sisteme planetare a fost discutată doar speculativ. Dar chiar și în urmă cu jumătate de secol, astronomii, înarmați deja cu telescoape foarte avansate, considerau căutarea exoplanetelor - planete în jurul altor stele - ca o activitate irelevantă, ca o sarcină pentru descendenții îndepărtați.

Într-adevăr, din punct de vedere tehnic situația părea fără speranță. Astfel, la începutul anilor 1960, astronomii și fizicienii au discutat despre posibilitatea detectării a trei tipuri de obiecte ipotetice - găuri negre, stele neutronice și exoplanete. Adevărat, dintre acești trei termeni, doi nici măcar nu fuseseră inventați încă - acestea sunt găuri negre și exoplanete, dar mulți credeau în existența unor obiecte de acest fel. În ceea ce privește găurile negre, posibilitatea detectării lor părea dincolo de limitele rațiunii - la urma urmei, ele, prin definiție, sunt invizibile. În 1967, sa descoperit accidental că stelele neutronice care se rotesc rapid cu puternice camp magnetic- pulsari radio. Dar acesta a fost un „cadou” neașteptat din partea radioastronomiei, la care nimeni nu se aștepta la începutul anilor 1960. Câțiva ani mai târziu, s-au descoperit pulsari cu raze X în creștere - stele neutronice care captează materie dintr-o stea normală vecină. Și la doar 30 de ani după ce problema a fost recunoscută ca fiind „fără speranță”, aproape simultan (1995–96), au fost descoperite stele neutronice și planete care se răcesc în jurul altor stele! Într-un fel, prognoza s-a dovedit a fi corectă: descoperirile ambelor obiecte s-au dovedit a fi la fel de dificile, dar au avut loc mult mai devreme decât se aștepta.

Varietate de planete

Este curios că, în același timp, în 1996, a fost descoperit și un alt tip de obiect ipotetic, care ocupă o poziție intermediară între stele și planete - piticele brune, care se deosebesc de planetele gigantice precum Jupiter doar prin aceea că, într-un stadiu incipient al evoluției, un reacție termonucleară care implică un izotop greu rar de hidrogen - deuteriu, care, totuși, nu aduce o contribuție semnificativă la luminozitatea piticului. Și în aceiași ani, numeroase planete mici au fost descoperite la periferia sistemului solar - în centura Kuiper. Până în 1995, a devenit clar că această zonă este locuită de multe corpuri cu o dimensiune caracteristică de sute și mii de kilometri, dintre care unele sunt mai mari decât Pluto și au proprii sateliți. În ceea ce privește masele lor, obiectele centurii Kuiper au umplut golul dintre planete și asteroizi, iar piticele maro au umplut golul dintre planete și stele. În acest sens, a fost necesar să se definească cu precizie termenul „planetă”.

Limita superioară a maselor planetare, separându-le de piticele brune și de stele în general, a fost determinată pe baza sursei lor interne de energie. Este general acceptat că o planetă este un obiect în care reacțiile de fuziune nucleară nu au avut loc de-a lungul istoriei sale. După cum arată calculele efectuate pentru corpuri cu compoziție chimică normală (adică solară), în timpul formării obiectelor spațiale cu o masă mai mare de 13 mase ale lui Jupiter ( M Yu) la sfârșitul etapei de comprimare gravitațională a acestora, temperatura din centru atinge câteva milioane de kelvin, ceea ce duce la dezvoltarea unei reacții termonucleare care implică deuteriu. Cu mase mai mici de obiecte, reacțiile nucleare nu au loc în adâncimea lor. Prin urmare, masa este 13 M Yu este considerată masa maximă a planetei. Obiecte cu mase de la 13 la 70 M Yu sunt numiți pitici maro. Și unele și mai masive sunt stelele, în care are loc arderea termonucleară a izotopului de lumină comun al hidrogenului. (Pentru referință: 1 M Yu = 318 mase Pământului ( M Z) = 0,001 masa solară ( M C) =2·1027 kg.)

În manifestările lor externe, piticele brune sunt mai aproape de planete decât de stele. În timpul procesului de formare, ca urmare a compresiei gravitaționale, toate aceste corpuri se încălzesc mai întâi, iar luminozitatea lor crește rapid. Apoi, după atingerea echilibrului hidrostatic și oprirea compresiei, suprafața lor începe să se răcească și luminozitatea scade. În stele, răcirea se oprește pentru o lungă perioadă de timp după începerea reacțiilor termonucleare și atingerea lor a unui regim staționar. La piticele brune, răcirea încetinește doar ușor în timpul arderii deuteriului. Și suprafața planetelor se răcește monoton. Drept urmare, atât planetele, cât și piticele maro se răcesc în esență pe parcursul a sute de milioane de ani, în timp ce stelele cu masă mică rămân fierbinți de mii de ori mai mult. Cu toate acestea, conform unui criteriu formal - prezența sau absența reacțiilor termonucleare - planetele și piticele brune sunt separate unele de altele.

Limita inferioară a maselor planetare, care le separă de asteroizi, are și o bază fizică. Masa minimă a unei planete este considerată a fi aceea la care în intestinele planetei presiunea gravitației depășește încă rezistența materialului său. Astfel, în chiar vedere generala O „planetă” este definită ca un corp ceresc care este suficient de masiv pentru ca propria gravitație să-i dea o formă sferoidă, dar nu suficient de masiv pentru ca reacțiile termonucleare să aibă loc în adâncurile sale. Acest interval de masă se extinde de la aproximativ 1% din masa Lunii până la 13 mase ale lui Jupiter, adică de la 7 10 20 kg la 2 10 28 kg.

Cu toate acestea, astronomii au împărțit însuși conceptul de „planetă” în mai multe subtipuri, datorită naturii mișcării orbitale. În primul rând, dacă un corp de masă planetară orbitează în jurul unui corp similar mai mare, atunci se numește satelit (un exemplu este Luna noastră). O planetă propriu-zisă (numită uneori „planetă clasică”) este definită ca un obiect din Sistemul Solar care este suficient de masiv pentru a lua o formă de echilibru hidrostatic (sferoidal) sub influența propriei gravitații și, în același timp, nu are au corpuri de masă comparabilă în apropierea orbitei sale. Doar Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun îndeplinesc aceste condiții. În cele din urmă, a fost introdusă o nouă clasă de obiecte din sistemul solar - „planete pitice” sau „planete pitice”. Aceste corpuri trebuie să îndeplinească următoarele condiții: se învârt în jurul Soarelui; să nu fie un satelit al planetei; au o masă suficientă astfel încât forța gravitației să depășească rezistența materiei și corpul planetei să aibă o formă sferoidă; nu au o masă atât de mare încât să poată elibera împrejurimile orbitei sale de alte corpuri. Prototipul planetelor pitice a fost Pluto (diametrul 2310 km), iar până acum sunt cinci: pe lângă Pluto, acestea sunt Eris (2330 km), Haumea (1200 km), Makemake (1400 km) și Ceres (975 km). × 909 km), considerat anterior cel mai mare asteroid.

Astfel, în Sistemul Solar există: 1) planete clasice; 2) planete pitice; 3) sateliți cu masa planetelor (există aproximativ o duzină de ei), care pot fi numiți „planete satelit”. Un obiect cu masa unei planete situat în afara sistemului solar se numește „exoplanetă” sau „planetă extrasolară”. În timp ce acești termeni sunt egali atât ca frecvență de utilizare, cât și ca semnificație (rețineți că prefixul grecesc exo-înseamnă „afară”, „afară”). Acum, ambii acești termeni, aproape fără excepție, se referă la planete legate gravitațional de o altă stea decât Soarele. Cu toate acestea, planete independente care trăiesc în spațiul interstelar au fost deja găsite și, probabil, există în număr considerabil. Termenul „planete care plutesc liber” este de obicei folosit pentru a se referi la ele.

Începând cu 14 martie 2012, a fost confirmată descoperirea a 760 de exoplanete în 609 sisteme planetare. Mai mult, o sută de sisteme conțin cel puțin două planete și două - cel puțin șase. Cea mai apropiată exoplanetă a fost descoperită în apropierea stelei ε Eridani, la o distanță de 10 ani lumină de Soare. Marea majoritate a exoplanetelor sunt descoperite folosind diverse metode indirecte de detectare, dar unele au fost deja observate direct. Cele mai multe dintre exoplanetele văzute sunt giganți gazoase precum Jupiter și Saturn, care orbitează aproape de stele. Evident, acest lucru este explicat dizabilități metode de detectare: o planetă masivă pe o orbită de scurtă perioadă este mai ușor de detectat. Dar în fiecare an este posibil să descoperim planete mai puțin masive și mai îndepărtate de stea. S-au descoperit acum obiecte care nu sunt aproape deloc diferite de Pământ în ceea ce privește masa și parametrii orbitali.

Metode de căutare a exoplanetelor

Destul de multe oferite diverse metode căutați exoplanete, dar le vom nota doar pe acelea (Tabelul 1) care și-au dovedit deja valoarea și le vom discuta pe scurt. Alte metode sunt fie în curs de dezvoltare, fie încă nu au dat rezultate.

Observarea directă a exoplanetelor. Planetele sunt corpuri reci, ele însele nu emit lumină, ci doar reflectă razele soarelui lor. Prin urmare, o planetă situată departe de o stea este aproape imposibil de detectat în intervalul optic. Dar chiar dacă planeta se mișcă aproape de stea și este bine iluminată de razele sale, ne este greu să distingem din cauza strălucirii mult mai strălucitoare a stelei în sine.

Să încercăm să privim sistemul nostru solar din exterior, de exemplu de la cea mai apropiată stea α Centauri. Distanța până la acesta este de 4,34 ani lumină sau 275 mii de unități astronomice (rețineți: 1 unitate astronomică = 1 AU = 150 milioane km - aceasta este distanța de la Pământ la Soare). Pentru un observator de acolo, Soarele va străluci la fel de puternic ca steaua Vega pe cerul pământului. Iar luminozitatea planetelor noastre se va dovedi a fi foarte slabă și, în plus, puternic dependentă de orientarea emisferei de zi a planetei în direcția sa. Tabelul 2 prezintă cele mai „favorabile” valori ale distanței unghiulare a planetelor față de Soare și luminozitatea lor optică. Este clar că nu pot fi realizate simultan: la distanța unghiulară maximă a planetei față de Soare, luminozitatea sa va fi aproximativ jumătate din maxim. După cum puteți vedea, liderul în detectabilitate este Jupiter, urmat de Venus, Saturn și Pământ. În general, cele mai mari telescoape moderne fără munca speciala ar fi putut observa astfel de obiecte slabe dacă nu ar fi existat o stea extrem de strălucitoare pe cer lângă ele. Dar pentru un observator îndepărtat, distanța unghiulară a planetelor față de Soare este foarte mică, ceea ce face ca sarcina de a le detecta extrem de dificilă.

Cu toate acestea, astronomii creează acum instrumente care vor rezolva această problemă. De exemplu, imaginea unei stele strălucitoare poate fi acoperită cu un ecran, astfel încât lumina sa să nu interfereze cu căutarea unei planete din apropiere. Un astfel de dispozitiv se numește coronagraf stelar. O altă metodă implică „stingerea” luminii unei stele datorită efectului de interferență al razelor sale de lumină colectate de două sau mai multe telescoape din apropiere - așa-numitul interferometru stelar. Deoarece steaua și planeta situată lângă ea sunt observate în direcții ușor diferite, folosind un interferometru stelar (prin modificarea distanței dintre telescoape sau alegând momentul potrivit de observare) este posibil să se stingă aproape complet lumina stelei și la în același timp sporesc lumina planetei. Ambele dispozitive descrise - coronagraful și interferometrul - sunt foarte sensibile la influența atmosferei terestre, deci pentru munca de succes, aparent, vor trebui să fie livrate pe orbita joasă a Pământului.

Măsurarea luminozității unei stele. O metodă indirectă de detectare a exoplanetelor, metoda tranzitului, se bazează pe observarea luminozității stelei pe fundalul al cărei disc se mișcă planeta. Numai pentru un observator situat în planul orbitei exoplanetei ar trebui să-și eclipseze steaua din când în când. Dacă aceasta este o stea precum Soarele și o exoplanetă precum Jupiter, al cărei diametru este de 10 ori mai mic decât cel solar, atunci ca urmare a unei astfel de eclipse, luminozitatea stelei va scădea cu 1%. Acest lucru poate fi văzut folosind un telescop de la sol. Dar o exoplanetă de dimensiunea Pământului ar acoperi doar 0,01% din suprafața stelei, iar o scădere atât de mică a luminozității este greu de măsurat prin atmosfera turbulentă a Pământului; Pentru aceasta aveți nevoie de un telescop spațial.

A doua problemă cu această metodă este că fracția de exoplanete al căror plan orbital este exact aliniat cu Pământul este foarte mică. În plus, o eclipsă durează câteva ore, iar intervalul dintre eclipse este de ani. Cu toate acestea, trecerile exoplanetelor în fața stelelor au fost deja observate de multe ori.

Există, de asemenea, o metodă foarte exotică de căutare a unor planete individuale „în derivă” liber în spațiul interstelar. Un astfel de corp poate fi detectat prin efect lentilă gravitațională, care apare în momentul în care planetă invizibilă trece pe fundalul unei stele îndepărtate. Cu câmpul său gravitațional, planeta distorsionează calea razelor de lumină care vin de la stea către Pământ; ca o lentilă obișnuită, concentrează lumina și crește luminozitatea unei stele pentru un observator de pe pământ. Aceasta este o metodă foarte laborioasă de căutare a exoplanetelor, care necesită monitorizarea pe termen lung a luminozității a mii și chiar milioane de stele. Dar automatizarea observațiilor astronomice face deja posibilă utilizarea acestuia.

De motivele expuse Rolul principal în căutarea unor exoplanete precum Pământul este atribuit instrumentelor spațiale. Din 2007, satelitul european COROT observă, telescopul său cu diametrul de 27 cm este echipat cu un fotometru sensibil. Căutarea planetelor se realizează folosind metoda tranzitului. Au fost deja descoperite mai multe planete gigantice și chiar și o planetă a cărei dimensiune este doar puțin mai mare decât cea a Pământului. În 2009, satelitul Kepler (NASA) a fost lansat pe orbită heliocentrică cu un telescop cu un diametru de 95 cm, capabil să măsoare continuu luminozitatea a peste 100 de mii de stele. Cu ajutorul acestui telescop au fost deja descoperite sute de exoplanete.

Măsurarea poziției unei stele. Metodele care măsoară mișcarea unei stele cauzată de orbita unei planete în jurul acesteia sunt considerate foarte promițătoare. Ca exemplu, luați în considerare din nou sistemul solar. Soarele este cel mai puternic influențat de Jupiter masiv: într-o primă aproximare, sistemul nostru planetar poate fi considerat în general un sistem binar al Soarelui și Jupiter, separat de o distanță de 5,2 UA. și orbitează cu o perioadă de aproximativ 12 ani în jurul unui centru de masă comun. Deoarece Soarele este de aproximativ 1000 de ori mai masiv decât Jupiter, este de același număr de ori mai aproape de centrul de masă. Aceasta înseamnă că Soarele, cu o perioadă de aproximativ 12 ani, se învârte într-un cerc cu o rază de 5,2 AU/1000 = 0,0052 UA, care este doar puțin mai mare decât raza Soarelui însuși. De la steaua α Centaur, raza acestui cerc este vizibilă la un unghi de 0,004 "" . (Acesta este un unghi foarte mic: la acest unghi, vedem grosimea unui creion de la o distanță de aproape 360 ​​km.) Dar astronomii sunt capabili să măsoare unghiuri atât de mici și, prin urmare, de câteva decenii au observat stelele din apropiere în speranța de a observa „mișcarea” lor periodică cauzată de prezența planetelor. Cel mai recent, acest lucru s-a făcut de la suprafața Pământului, dar perspectivele căutării astrometrice pentru exoplanete sunt cu siguranță asociate cu lansarea sateliților specializați capabili să măsoare pozițiile stelelor cu o precizie de milisecunde de arc.

Măsurarea vitezei unei stele. Puteți observa oscilațiile periodice ale unei stele nu numai prin modificări ale poziției sale aparente pe cer, ci și prin modificări ale distanței până la ea. Luați în considerare din nou sistemul Jupiter-Soare, care are un raport de masă de 1:1000. Deoarece Jupiter orbitează cu 13 km/s, viteza Soarelui pe propria sa orbită mică în jurul centrului de masă al sistemului este de 13 m/s. Pentru un observator de la distanță situat în planul orbitei lui Jupiter, Soarele își schimbă viteza cu o perioadă de aproximativ 12 ani cu o amplitudine de 13 m/s.

Astronomii folosesc efectul Doppler pentru a măsura cu precizie vitezele stelelor. Se manifestă prin faptul că în spectrul unei stele care se mișcă în raport cu un observator de pe Pământ, lungimea de undă a tuturor liniilor se schimbă: dacă steaua se apropie de Pământ, liniile se deplasează la capătul albastru al spectrului, dacă se îndepărtează. , la roșu. La viteze de mișcare nerelatistice, efectul Doppler este sensibil doar la viteza radială a stelei, adică la proiecția vectorului complet al vitezei sale pe linia vizuală a observatorului (aceasta este linia dreaptă care leagă observatorul de stea). ). Prin urmare, viteza de mișcare a stelei și, prin urmare, masa planetei, este determinată cu precizie de factorul cos β, unde β este unghiul dintre planul orbitei planetei și linia de vedere a observatorului. În loc de valoarea exactă a masei planetei ( M) metoda Doppler oferă doar o limită inferioară a masei sale ( M cos β).

De obicei, unghiul β este necunoscut. Numai în cazurile în care se observă treceri ale unei planete pe discul unei stele, se poate fi sigur că unghiul β este aproape de zero. Tabelul 3 arată valori caracteristice Viteza Doppler și deplasarea unghiulară a Soarelui sub influența fiecăreia dintre planete atunci când este observată de la stelele vecine. Pluto și Eris sunt prezenți aici ca reprezentanți ai planetelor pitice.

După cum putem vedea, influența planetei face ca steaua să se miște cu o viteză de, în cel mai bun caz, câțiva metri pe secundă. Este posibil să observați mișcarea unei stele la viteza de mers? Până la sfârșitul anilor 1980, eroarea în măsurarea vitezei unei stele optice prin metoda Doppler a fost de cel puțin 500 m/s. Dar apoi au fost dezvoltate instrumente spectrale fundamental noi, care au făcut posibilă creșterea preciziei la 10 m/s. Această tehnică a făcut posibilă descoperirea primelor exoplanete cu mase mai mari decât Jupiter.

Avansarea către planete cu mase mai mici decât Jupiter necesită o creștere a preciziei de măsurare a vitezei stelei de 10-100 de ori. Progresul în această direcție este destul de vizibil. Acum, unul dintre cele mai precise spectrometre stelare operează pe telescopul de 3,6 metri al Observatorului European de Sud La Silla (Chile). El compară spectrul stelei cu spectrul unei lămpi toriu-argon. Pentru a elimina influența fluctuațiilor de temperatură și presiunea aerului, întregul dispozitiv este plasat într-un recipient cu vid, iar lumina de la stea și lampa de comparație îi sunt furnizate de la telescop printr-un cablu din fibră de sticlă. Precizia măsurării vitezei stelelor este de 1 m/s. Și-ar putea imagina Christian Doppler asta?!

Descoperiri de exoplanete

Căutare astrometrică. Din punct de vedere istoric, primele încercări de a detecta exoplanete au fost asociate cu observarea pozițiilor stelelor din apropiere. În 1916, astronomul american Edward Barnard (1857–1923) a descoperit că o stea roșie slabă din constelația Ophiuchus se mișca rapid pe cer în comparație cu alte stele - până la 10. "" in an. Mai târziu, astronomii au numit-o „Steaua Zburătoare a lui Barnard”. Deși toate stelele se mișcă haotic în spațiu cu viteze de 20–50 km/s, atunci când sunt observate de la mare distanță, aceste mișcări rămân aproape neobservate. Steaua lui Barnard este o lumină foarte obișnuită, așa că a apărut suspiciunea că motivul „zborului” observat nu este o viteză deosebit de mare, ci pur și simplu o proximitate neobișnuită față de noi. Într-adevăr, steaua lui Barnard s-a dovedit a fi pe locul doi față de Soare, după sistemul α Centauri.

Masa stelei lui Barnard este de aproape 7 ori mai mică decât masa Soarelui, ceea ce înseamnă că influența planetelor învecinate (dacă există) asupra acesteia ar trebui să fie foarte vizibilă. Timp de mai bine de jumătate de secol, începând cu 1938, astronomul american Peter van de Kamp (1901–1995) a studiat mișcarea acestei stele. El și-a măsurat poziția pe mii de plăci fotografice și a afirmat că steaua prezintă o traiectorie asemănătoare unui val cu o amplitudine de balansare de aproximativ 0,02. "" , ceea ce înseamnă că un satelit invizibil orbitează în jurul lui. Din calcule a rezultat că masa satelitului este puțin mai mare decât masa lui Jupiter, iar raza orbitei sale este de 4,4 UA. La începutul anilor 1960, acest mesaj s-a răspândit în întreaga lume și a primit o rezonanță largă. La urma urmei, acesta a fost primul deceniu de astronautică practică și de căutare a civilizațiilor extraterestre, așa că entuziasmul oamenilor pentru noile descoperiri în spațiu a fost extrem de mare.

Alți astronomi s-au alăturat studiului stelei lui Barnard. Până în 1973, au aflat că această stea se mișcă lin, fără oscilații, ceea ce înseamnă că nu are planete masive ca sateliți. Astfel, prima încercare de a găsi o exoplanetă s-a încheiat cu eșec. Iar prima detectare astrometrică fiabilă a unei exoplanete a avut loc abia în 2009. După 12 ani de observare a treizeci de stele folosind telescopul Palomar de 5 metri, astronomii americani Steven Pravdo și Stuart Shacklan au descoperit o planetă în jurul micuței stele variabile „van Biesbrouck 10” în sistemul binar Gliese 752. Această stea este una dintre cele mai mici din Galaxia: este pitică roșie din clasa spectrală M8, inferioară Soarelui de 12 ori în masă și de 10 ori în diametru. Iar luminozitatea acestei stele este atât de scăzută încât, dacă ne-am înlocui Soarele cu ea, atunci în timpul zilei Pământul ar fi iluminat așa cum este acum într-o noapte luminată de lună. Datorită masei reduse a stelei, planeta descoperită a reușit să o „balanceze” la o amplitudine vizibilă: cu o perioadă de aproximativ 272 de zile, poziția stelei pe cer se schimbă cu 0,006. "" (faptul că aceasta a fost măsurată este un adevărat triumf al astrometriei de la sol). Planeta gigantică în sine orbitează cu o semi-axă majoră de 0,36 UA. (ca Mercur) și are o masă de 6,4 M Yu, adică este de numai 14 ori mai ușoară decât steaua sa și nici măcar nu este mai mică ca dimensiune.

Succesul metodei Doppler. Prima exoplaneta a fost descoperita in 1995 de astronomii de la Observatorul de la Geneva Michel Mayor si Didier Queloz, care au construit un spectrometru optic care a determinat deplasarea Doppler a liniilor cu o precizie de 13 m/s. Este curios că astronomii americani sub conducerea lui Geoffrey Marcy au creat mai devreme un dispozitiv similar și, încă din 1987, au început să măsoare sistematic vitezele a câteva sute de stele, dar nu au avut norocul să fie primii care au făcut descoperirea. În 1994, Mayor și Queloz au început să măsoare vitezele a 142 dintre cele mai apropiate stele de noi, cu caracteristici similare cu Soarele. Destul de repede, au descoperit „mișcarea” stelei 51 în constelația Pegasus, la 49 de ani lumină distanță de Soare. Oscilațiile acestei stele au loc cu o perioadă de 4,23 zile și, după cum au concluzionat astronomii, sunt cauzate de influența unei planete cu masa de 0,47. M YU.

Această proximitate uimitoare i-a nedumerit pe oamenii de știință: foarte aproape de stea, ca două mazăre într-o păstaie asemănătoare Soarelui, o planetă uriașă se năpustește, înconjurând-o în doar patru zile; distanța dintre ele este de 20 de ori mai mică decât de la Pământ la Soare. Astronomii nu au crezut imediat în această descoperire. La urma urmei, planeta gigantică descoperită, datorită apropierii sale de stea, ar trebui să fie încălzită la 1000 K. „Jupiter fierbinte”? Nimeni nu se aștepta la o asemenea combinație. Cu toate acestea, observații suplimentare au confirmat descoperirea acestei planete. I s-a propus chiar un nume - Epicur, dar nu a primit încă recunoaștere. Apoi au fost descoperite alte sisteme în care planeta uriașă orbitează foarte aproape de steaua sa.

„Eclipse” de stele pe planete. Metoda walkthrough s-a dovedit, de asemenea, eficientă. Acum, observațiile fotometrice ale stelelor sunt efectuate atât de la observatoarele spațiale, cât și de pe Pământ. Toate instrumentele fotometrice moderne au un câmp vizual larg. Măsurând simultan luminozitatea a milioane de stele, astronomii își măresc semnificativ șansele de a detecta trecerea unei planete pe discul unei stele. În acest caz, de regulă, sunt descoperite planete care demonstrează adesea o „eclipsă” a stelei, adică având o perioadă orbitală scurtă și, prin urmare, o orbită compactă.

Termenul „Jupiter fierbinte” a devenit atât de familiar încât nimeni nu a fost deosebit de surprins de descoperirea în 2009 a unei planete (WASP-18b) cu o masă de 10. M Yu și care se rotește pe o orbită aproape circulară la o distanță de 0,02 UA. adică din steaua ei. Perioada orbitală a acestei planete este de doar 23 de ore! Având în vedere că steaua are o luminozitate mai mare decât Soarele, temperatura de suprafață a planetei ar trebui să atingă 3800 K - acesta nu este doar un Jupiter fierbinte, ci un „Jupiter fierbinte”. Datorită apropierii sale de stea și datorită masei sale mari, planeta provoacă puternice perturbări ale mareelor ​​pe suprafața stelei, care, la rândul lor, încetinesc planeta și în viitor vor duce la căderea acesteia pe stea.

Fotografii cu exoplanete

În ciuda dificultăților enorme, astronomii au reușit totuși să fotografieze exoplanete folosind mijloacele disponibile! Adevărat, aceste instrumente au fost cele mai bune dintre cele mai bune: telescopul spațial Hubble și cele mai mari telescoape de la sol. Printre trucurile tehnice se numără un obturator care oprește lumina stelei și filtre de lumină care transmit în principal Radiatii infrarosii planete în intervalul de lungimi de undă 2–4 μm, ceea ce corespunde unei temperaturi de aproximativ 1000 K (în acest interval planeta apare mai contrastantă față de stea).

Planeta 2M1207b ( stânga) este prima imagine a unei exoplanete. Are o masă de la 3 la 10 M Yu și orbitează o pitică maro de masă 25 M Yu Distanța unghiulară dintre ele este de 0,781, ceea ce la o distanță de 173 de ani lumină față de acest sistem corespunde unei distanțe liniare de 41 UA. (aproximativ la fel ca de la Soare la Pluto). Imaginea a fost realizată în intervalul infraroșu apropiat de telescopul de 8,2 metri al Observatorului European de Sud (Chile) în 2004.

De la începutul anului 2004 până în martie 2012, au fost obținute 31 de imagini cu exoplanete în 27 de sisteme planetare. De exemplu, în discul protoplanetar care înconjoară tânăra stea β Pictoris, a fost fotografiată o planetă care este foarte asemănătoare cu Jupiter, doar că mai masivă. Situația de acolo amintește de sistemul solar tânăr, în care nou-născutul Jupiter a influențat activ formarea planetelor rămase în discul circumsolar. Astronomii visau de mult să observe acest proces „în direct”.

Prima imagine a planetei ( stânga sus) lângă o stea normală de tip solar. Această stea se află la 490 de ani lumină distanță de noi și are o masă de 0,85 M s și o temperatură a suprafeței de 4060 K. Și planeta este de 8 ori mai masivă decât Jupiter, iar temperatura de suprafață este de 1800 K (de aceea strălucește ea însăși). Vârsta stelei și a planetei este probabil de aproximativ 5 milioane de ani. Distanța dintre ele în proiecție este de aproximativ 330 a.m. e. Fotografie realizată în 2008 în domeniul infraroșu apropiat de telescopul Gemini North (Observatorul Mauna Kea, Insulele Hawaii)

La sfârșitul anului 2008, folosind telescopul Hubble, a fost posibil să fotografiem planeta pe un disc prăfuit care înconjoară steaua strălucitoare Fomalhaut (α Pisces Southernes). Deși această stea strălucește de aproape 20 de ori mai puternic decât Soarele, nu și-a putut lumina suficient de puternic planeta pentru a o face vizibilă de pe Pământ. La urma urmei, planeta descoperită este de 115 ori mai departe de Fomalhaut decât este Pământul de Soare. Prin urmare, astronomii sugerează că planeta este înconjurată de un inel gigant care reflectă lumina, mult mai mare decât inelul lui Saturn. Aparent, sateliții acestei planete sunt formați în ea, la fel cum sateliții planetelor gigantice s-au format în tinerețea Sistemului Solar.

Nu mai puțin interesantă este o fotografie a trei planete simultan în apropierea stelei HR 8799 din constelația Pegasus, obținută cu ajutorul telescoapelor terestre Keck și Gemini. Acest sistem este la aproximativ 130 de ani lumină distanță de noi. Fiecare dintre planetele sale este aproape cu un ordin de mărime mai masivă decât Jupiter, dar se deplasează la aproximativ aceleași distanțe față de stea lor ca și planetele noastre gigantice. Când sunt proiectate pe cer, aceste distanțe sunt de 24, 38 și 68 UA. Este foarte probabil ca în locul lui Venus, Pământ și Marte, planete asemănătoare Pământului să se găsească în acel sistem. Dar pentru moment acest lucru depășește capacitățile tehnice.

Obținerea de imagini directe ale exoplanetelor este cea mai importantă etapă a studiului lor. În primul rând, aceasta confirmă definitiv existența lor. În al doilea rând, s-a deschis calea pentru a studia proprietățile acestor planete: dimensiunea, temperatura, densitatea lor, caracteristicile suprafeței. Și cel mai interesant lucru este că descifrarea spectrelor acestor planete este chiar după colț și, prin urmare, elucidarea compoziției gazelor din atmosfera lor. Exobiologii au visat de mult la o astfel de posibilitate.

Cele mai interesante lucruri urmează!

Descoperirea primelor sisteme planetare extrasolare a fost una dintre cele mai mari realizările științifice secolul XX. Cea mai importantă problemă a fost rezolvată: acum știm sigur că sistemul solar nu este unic, că formarea planetelor în apropierea stelelor este o etapă naturală a evoluției. De câteva secole, astronomii se luptă cu misterul originii sistemului solar. problema principala este că sistemul nostru planetar nu a avut până acum nimic cu ce să se compare. Acum situația s-a schimbat: recent, astronomii au descoperit în medie 2-3 sisteme planetare pe săptămână. În primul rând, ceea ce este natural, planetele gigantice sunt vizibile în ele, dar planetele sunt deja descoperite tip pământ. Clasificarea și studiul comparativ al sistemelor planetare devin posibile. Acest lucru va facilita foarte mult selecția ipotezelor viabile și construcția teoria corectă formarea și evoluția timpurie a sistemelor planetare, inclusiv a sistemului nostru solar.

În același timp, a devenit clar că sistemul nostru planetar este atipic: planetele sale gigantice, care se deplasează pe orbite circulare în afara „zonei de viață” (regiunea temperaturilor moderate din jurul Soarelui), permit planetelor terestre să existe pentru o lungă perioadă de timp în interior. această zonă, dintre care una este Pământul, are chiar și o biosferă. Dintre sistemele de exoplanete descoperite, majoritatea nu au această calitate. Înțelegem, desigur, că detectarea masivă a „Jupiteri fierbinți” este un fenomen temporar din cauza capacităților limitate ale tehnologiei noastre. Dar însuși faptul existenței unor astfel de sisteme este uimitor: este evident că un gigant gazos nu se poate forma lângă o stea, dar atunci cum a ajuns acolo?

În căutarea unui răspuns la această întrebare, teoreticienii simulează formarea planetelor pe discuri circumstelare de gaz și praf și învață multe în acest proces. Se dovedește că o planetă în perioada de creștere poate călători (migra) pe disc, apropiindu-se sau îndepărtându-se de stea, în funcție de structura discului, de masa planetei și de interacțiunea acesteia cu alte planete. Aceste studii teoretice sunt extrem de interesante, deoarece rezultatele simulării pot fi verificate imediat folosind material observațional nou. Calcularea evoluției unui disc protoplanetar ia calculator bun aproximativ o săptămână, iar în acest timp observatorii reușesc să descopere câteva sisteme planetare noi.

Fără a exagera, putem spune că descoperirea planetelor extrasolare este un mare eveniment din istoria științei. Realizat la sfârșitul secolului al XX-lea, va deveni în viitor unul dintre evenimente majore al secolului trecut, împreună cu măiestria energie nucleară, mergând în spațiu și descoperind mecanismele eredității. Este deja clar că secolul 21 recent început va fi perioada de glorie a planetologiei - o ramură a astronomiei care studiază natura și evoluția planetelor. Timp de câteva secole, laboratorul oamenilor de știință planetar a fost limitat la o duzină de obiecte din sistemul solar și, brusc, în doar câțiva ani, numărul de obiecte disponibile a crescut de sute de ori, iar gama de condiții în care acestea există s-a dovedit. să fie deconcertant de larg. Un planetar modern poate fi asemănat cu un biolog care timp de mulți ani a studiat doar flora și fauna deșertului și s-a trezit brusc într-o pădure tropicală. Oamenii de știință planetar se află acum starea pulmonarășoc, dar în curând își vor reveni și se vor orienta în varietatea gigantică de planete nou descoperite.

A doua știință, sau mai degrabă protoștiința, care simte efectul puternic al descoperirii planetelor în jurul altor stele, este biologia vieții extraterestre, exobiologia. Având în vedere ritmul descoperirii și cercetării exoplanetelor, ne putem aștepta ca secolul XXI să ne aducă descoperirea biosferelor pe unele dintre ele și să marcheze mult așteptata și definitivă naștere a exobiologiei, care s-a dezvoltat până acum într-o stare latentă datorită la lipsa de obiect real cercetare.

Cu toții auzim destul de des că oamenii de știință au descoperit ceva sau pe cineva pe o astfel de stea sau pe o planetă, sau pur și simplu au efectuat cercetări și... așa mai departe. Dar puțini oameni se gândesc de ce planetele sunt numite planete, iar stelele sunt numite stele și ce diferențe importante au, deoarece una este separată de cealaltă? În același timp, aproape fiecare dintre noi, cel puțin o dată în viață, ne-a pus o întrebare destul de stupidă: „Este Soarele o stea sau o planetă?” De asemenea, aproape fiecare persoană va răspunde imediat la această întrebare că Soarele este, desigur, o stea, dar nu toată lumea este capabilă să explice de ce este o stea și nu o planetă.

Apare o întrebare complet logică: care este diferența dintre o stea și o planetă?

Diferența dintre ele este pur și simplu uriașă, deși la prima vedere nu este foarte vizibilă

1. Primul și cel mai important lucru este că stelele sunt capabile să emită independent lumină și căldură, spre deosebire de planete, care sunt capabile doar să reflecte razele de lumină care cad asupra lor de la alte corpuri de lumină, fiind în esență corpuri întunecate.

2. Stelele au temperaturi la suprafață mult mai ridicate decât oricare dintre cele cunoscute pe Pământ. acest moment planete. Temperaturile medii ale suprafețelor lor variază între 2.000 și 40.000 de grade, ca să nu mai vorbim de straturile situate mai aproape de centrul corpului cosmic, unde temperaturile pot ajunge chiar și la milioane de grade.

Date de la SDO, o navă spațială solară, de peste trei ani de funcționare

3. Stelele depășesc semnificativ chiar și cele mai mari planete în masă.

4. Toate planetele se mișcă pe orbite în raport cu luminile lor, care, la rândul lor, în același moment rămân complet nemișcate. Acest lucru se întâmplă într-un mod similar cu modul în care Pământul nostru se învârte în jurul Soarelui. Datorită acestui fapt, este posibil să observați diferite faze ale planetelor în același mod ca și Luna.

5. Toate planetele au propriul lor drum compoziție chimică format din particule solide și ușoare, spre deosebire de stelele, care sunt compuse predominant doar din elemente ușoare.

6. Planetele au adesea unul sau mai mulți sateliți, dar stelele nu au niciodată astfel de „vecini”. Dar, în același timp, absența unui satelit nu este, desigur, un fapt corp cosmic nu este o planetă.

7. Pe suprafețele absolut tuturor stelelor au loc în mod necesar reacții nucleare sau termonucleare, însoțite de explozii. La rândul lor, aceste reacții nu se observă pe suprafețele planetelor, ei bine, decât în ​​cazuri excepționale, și apoi doar pe planete nucleare și doar reacții nucleare foarte, foarte slabe.

Putem spune cu siguranță...

Acum putem spune absolut că Soarele este o stea tipică (așa-numita pitică galbenă de tip G). Pentru că 8 planete se învârt în jurul lui, formând odată cu el Sistemul Solar; emite independent lumină și căldură - temperatura medie a suprafeței este de 5000-6000 K; constă predominant din elemente ușoare precum hidrogen și heliu - aproape 99% și doar 1% sunt solide; reacțiile termonucleare au loc constant pe suprafața sa; iar prin dimensiunea sa este de câteva ori mai mare decât orice planetă din sistemul solar.

Site-ul nostru a fost creat pentru a vă ajuta să vă dezvăluiți visul. Doar cartea noastră de vis online vă va ajuta să faceți acest lucru ușor și rapid. Pentru a afla semnificația viselor, trebuie să le sortați în componentele sale, să evidențiați episoadele cele mai vii. După aceasta, trebuie să le desemnați cu un cuvânt, de exemplu, „inima” sau „nunta” și să le găsiți pe pagini: interpretarea cărții de vis a viselor va fi determinată de semnificația acesteia. Cărțile de vis includ semnificațiile viselor de la 4 interpreți celebri. Informațiile sunt oferite gratuit.

Să interpretăm împreună visele:

Visele sunt activitatea subconștientului și a psihicului nostru, care continuă să funcționeze chiar și în somn. Psihicul este chemat să ne rezolve problemele zilnice folosind metoda de a prezice rezultatul cel mai probabil al evenimentelor. Astfel, ceea ce poate fi într-o stare inconștientă pentru noi, dar determinată latent, se exprimă prin vise. Trebuie doar să învățăm cum să interpretăm visele, care va fi cheia pentru a ne cunoaște pe noi înșine. De exemplu, destul de des visele ajută la diagnosticarea precoce a bolilor și ne ajută să fim atenți la timp la starea noastră de sănătate. De asemenea, visele ne dezvăluie adesea dorințele prin realizarea a ceea ce provoacă de fapt dificultăți. În acest caz, se declanșează mecanismul de reprimare a informațiilor neplăcute și apoi înlocuirea acesteia cu informații mai plăcute. Visele pot deveni chiar un asistent în găsirea răspunsurilor la întrebările care ne preocupă în realitate.