Päikesesüsteemi asukoht Linnutee galaktikas. Kuhu me läheme

Kindlasti on paljud teist näinud gifi või vaadanud videot, mis näitab liikumist Päikesesüsteem.

Videoklipp, ilmus 2012. aastal, läks levima ja tegi palju kära. Sattusin temaga vahetult pärast tema ilmumist, kui teadsin kosmosest palju vähem kui praegu. Ja kõige rohkem ajas mind segadusse planeetide orbiitide tasandi risti olemine liikumissuunaga. Asi pole selles, et see oleks võimatu, kuid Päikesesüsteem võib liikuda galaktika tasapinna suhtes mis tahes nurga all. Küsite, miks kaua meeles pidada unustatud lood? Fakt on see, et just praegu, hea ilma soovi ja olemasolu korral, näevad kõik taevas tegelikku nurka ekliptika ja galaktika tasandite vahel.

Me kontrollime teadlasi

Astronoomia ütleb, et ekliptika ja galaktika tasandite vaheline nurk on 63°.

Kuid kujund ise on igav ja isegi praegu, kui järgijad on teaduse kõrval lame maa, tahan lihtsat ja selget illustratsiooni. Mõelgem, kuidas saaksime taevas näha Galaktika ja ekliptika tasapindu, soovitavalt palja silmaga ja linnast kaugele liikumata? Galaktika tasapind on Linnutee, kuid praegu, valgusreostuse rohkuse juures, pole seda enam nii lihtne näha. Kas on mõni joon, mis on umbes lähedal Galaxy tasapinnale? Jah, see on Cygnuse tähtkuju. See on selgelt nähtav isegi linnas ja seda on lihtne leida, tuginedes eredatele tähtedele: Deneb (alpha Cygnus), Vega (alpha Lyra) ja Altair (alfa Eagle). Cygnuse "pagasiruum" langeb ligikaudu kokku galaktilise tasapinnaga.

Olgu, meil on üks lennuk. Aga kuidas saada ekliptika visuaalne joon? Mõelgem, mis on ekliptika üldiselt? Kaasaegse range definitsiooni järgi on ekliptika taevasfääri läbilõige Maa-Kuu barütsentri (massikeskme) orbiidi tasandi järgi. Keskmiselt liigub Päike piki ekliptikat, kuid meil ei ole kahte Päikest, mille järgi oleks mugav joont tõmmata ja Cygnuse tähtkuju kl. päikesevalgus ei jää nähtavaks. Kui aga meenutada, et ka Päikesesüsteemi planeedid liiguvad ligikaudu samas tasapinnas, siis selgub, et planeetide paraad näitab meile ekliptika tasandit just ligikaudselt. Ja nüüd näete hommikutaevas lihtsalt Marsi, Jupiteri ja Saturni.

Selle tulemusena on lähinädalatel hommikul enne päikesetõusu võimalik väga selgelt näha järgmist pilti:

Mis on üllataval kombel täiesti kooskõlas astronoomiaõpikutega.

Ja parem on joonistada selline gif:

Allikas: astronoom Rhys Taylori veebisait rhysy.net

Küsimus võib põhjustada tasapindade suhtelise asukoha. Kas me lendame<-/ или же <-\ (если смотреть с внешней стороны Галактики, северный полюс вверху)? Астрономия говорит, что Солнечная система движется относительно ближайших звезд в направлении созвездия Геркулеса, в точку, расположенную недалеко от Веги и Альбирео (бета Лебедя), то есть правильное положение <-/.

Kuid seda fakti ei saa paraku "sõrmede peal" kontrollida, sest isegi kui nad tegid seda kakssada kolmkümmend viis aastat tagasi, kasutasid nad paljude aastate astronoomiliste vaatluste ja matemaatika tulemusi.

Taanduvad tähed

Kuidas saate üldiselt kindlaks teha, kuhu Päikesesüsteem lähedalasuvate tähtede suhtes liigub? Kui suudame salvestada tähe liikumist üle taevasfääri aastakümneid, siis mitme tähe liikumissuund näitab meile, kuhu me nende suhtes liigume. Nimetagem punkti, kuhu liigume, tipuks. Tähed, mis on nii lähedal kui ka vastaspunktist (anti-tipp), liiguvad nõrgalt, kuna lendavad meie poole või meist eemale. Ja mida kaugemal on täht tipust ja antitipust, seda suurem on tema enda liikumine. Kujutage ette, et sõidate mööda teed. Ees ja taga ristmikel olevad foorid ei nihku eriti külgedele. Aga tee ääres olevad laternapostid hakkavad akna taga vilkuma (suure oma liikumisega).

Gif näitab Barnardi tähe liikumist, millel on suurim õige liikumine. Juba 18. sajandil olid astronoomidel ülestähendused tähtede asukoha kohta 40-50-aastase intervalliga, mis võimaldas määrata aeglasemate tähtede liikumissuunda. Seejärel võttis inglise astronoom William Herschel tähekataloogid ja hakkas teleskoobile lähenemata arvutama. Juba esimesed arvutused Mayeri kataloogi järgi näitasid, et tähed ei liigu juhuslikult ning tipu saab määrata.

Allikas: Hoskin, M. Herschel's Determination of the Solar Apex, Journal for the History of Astronomy, 11. kd, lk 153, 1980

Ja Lalande kataloogi andmetega vähenes pindala oluliselt.

Sealt

Siis käis tavaline teaduslik töö – andmete täpsustamine, arvutused, vaidlused, kuid Herschel kasutas õiget põhimõtet ja eksis vaid kümne kraadi võrra. Infot kogutakse endiselt, näiteks vaid kolmkümmend aastat tagasi vähendati liikumiskiirust 20-lt 13 km/s-le. Tähtis: seda kiirust ei tohiks segi ajada päikesesüsteemi ja teiste lähedalasuvate tähtede kiirusega galaktika keskpunkti suhtes, mis on ligikaudu 220 km/s.

Isegi kaugemale

Noh, kuna me mainisime liikumiskiirust galaktika keskpunkti suhtes, siis on vaja ka siin aru saada. Galaktiline põhjapoolus valitakse samamoodi nagu maa oma – kokkuleppel meelevaldselt. See asub tähe Arcturus (alpha Bootes) lähedal, umbes ülespoole Cygnuse tähtkuju tiiva suunas. Kuid üldiselt näeb tähtkujude projektsioon Galaktika kaardil välja selline:

Need. Päikesesüsteem liigub Galaktika keskpunkti suhtes Cygnuse tähtkuju suunas ja kohalike tähtede suhtes Heraklese tähtkuju suunas, galaktika tasapinna suhtes 63 ° nurga all,<-/, если смотреть с внешней стороны Галактики, северный полюс сверху.

ruumi saba

Aga videos olev päikesesüsteemi võrdlus komeediga on täiesti õige. NASA IBEX loodi spetsiaalselt päikesesüsteemi piiri ja tähtedevahelise ruumi vahelise koostoime määramiseks. Ja tema sõnul on saba.

NASA illustratsioon

Teiste tähtede puhul näeme astrosfääre (tähetuule mullid) otse.

NASA foto

Lõppkokkuvõttes positiivne

Vestlust lõpetuseks tasub ära märkida üks väga positiivne lugu. 2012. aastal algse video loonud DJSadhu propageeris algselt midagi ebateaduslikku. Kuid tänu klipi viiruslikule levikule vestles ta tõeliste astronoomidega (astrofüüsik Rhys Tailor räägib dialoogist väga positiivselt) ja tegi kolm aastat hiljem uue video, mis on reaalsusele palju asjakohasem, ilma antiteaduslike konstruktsioonideta.

Maa koos planeetidega tiirleb ümber päikese ja peaaegu kõik inimesed Maal teavad seda. Seda, et Päike tiirleb ümber meie Linnutee galaktika keskpunkti, teab juba palju väiksem hulk planeedi elanikke. Kuid see pole veel kõik. Meie galaktika tiirleb ümber universumi keskpunkti. Uurime seda ja vaatame huvitavaid videomaterjale.

Selgub, et kogu päikesesüsteem liigub koos päikesega läbi kohaliku tähtedevahelise pilve (muutumatu tasapind jääb iseendaga paralleelseks) kiirusega 25 km/s. See liikumine on suunatud muutumatu tasapinnaga peaaegu risti.

Võib-olla tuleb siit otsida selgitusi Päikese põhja- ja lõunapoolkera ehituses täheldatud erinevustele, Jupiteri mõlema poolkera vöönditele ja laikudele. Igal juhul määrab see liikumine ära päikesesüsteemi võimalikud kohtumised tähtedevahelises ruumis ühel või teisel kujul hajutatud ainega. Planeetide tegelik liikumine ruumis toimub piki piklikke spiraalseid jooni (näiteks Jupiteri orbiidi kruvi "löök" on selle läbimõõt 12 korda suurem).

226 miljoni aastaga (galaktiline aasta) teeb Päikesesüsteem täieliku pöörde ümber galaktika keskpunkti, liikudes mööda peaaegu ringikujulist trajektoori kiirusega 220 km/s.

Meie Päike on osa tohutust tähesüsteemist, mida nimetatakse galaktikaks (nimetatakse ka Linnuteeks). Meie Galaxyl on ketta kuju, mis sarnaneb kahele servadest volditud plaadile. Selle keskel on Galaktika ümar tuum.

Meie galaktika – külgvaade

Kui vaadata meie galaktikat ülalt, siis näeb see välja nagu spiraal, milles täheaine on koondunud peamiselt selle harudesse, mida nimetatakse galaktilisteks harudeks. Käed on Galaxy ketta tasapinnas.

Meie galaktika – vaade ülalt

Meie galaktikas on üle 100 miljardi tähe. Galaktika ketta läbimõõt on umbes 30 000 parsekit (100 000 valgusaastat) ja paksus umbes 1000 valgusaastat.

Ketta sees olevad tähed liiguvad ringikujuliselt ümber galaktika keskpunkti, umbes nagu Päikesesüsteemi planeedid tiirlevad ümber päikese. Galaktika pöörlemine toimub päripäeva, kui vaadata galaktikat selle põhjapoolusest (asub Coma Veronica tähtkujus). Ketta pöörlemiskiirus ei ole keskpunktist erinevatel kaugustel ühesugune: see väheneb kaugusega sellest.

Mida lähemal Galaktika keskpunktile, seda suurem on tähtede tihedus. Kui me elaksime planeedil galaktika tuuma lähedal asuva tähe lähedal, oleks taevas näha kümneid tähti, mis on heleduse poolest võrreldavad Kuuga.

Päike asub aga Galaktika keskpunktist väga kaugel, võiks öelda - selle äärealadel, umbes 26 tuhande valgusaasta (8,5 tuhande parseki) kaugusel, galaktika tasapinna lähedal. See asub Orioni käsivarres, mis on ühendatud kahe suurema õlavarrega - sisemise Amburi käe ja välimise Perseuse käega.

Päike liigub kiirusega umbes 220-250 kilomeetrit sekundis ümber Galaktika keskpunkti ja teeb oma keskpunkti ümber täieliku pöörde erinevatel hinnangutel 220-250 miljoni aastaga. Oma eksisteerimise ajal nimetatakse Päikese pöördeperioodi koos ümbritsevate tähtedega meie tähesüsteemi keskpunkti lähedal galaktiliseks aastaks. Kuid peate mõistma, et galaktika jaoks pole ühist perioodi, kuna see ei pöörle nagu kindel keha. Oma eksisteerimise jooksul tegi Päike ümber galaktika ringi umbes 30 korda.

Päikese pööre ümber Galaktika keskpunkti on võnkuv: iga 33 miljoni aasta järel ületab ta galaktilise ekvaatori, tõuseb seejärel oma tasapinnast kõrgemale 230 valgusaasta kõrgusele ja laskub uuesti alla ekvaatorile.

Huvitaval kombel teeb Päike täieliku pöörde ümber Galaktika keskpunkti täpselt sama ajaga kui spiraalid. Seetõttu ei läbi Päike aktiivse tähetekke piirkondi, kus sageli süttivad supernoovad, elu hävitavad kiirgusallikad. See tähendab, et see asub Galaktika sektoris, mis on elu tekke ja säilimise jaoks kõige soodsam.

Päikesesüsteem liigub läbi meie galaktika tähtedevahelise keskkonna palju aeglasemalt, kui seni arvati ja selle esipiiril lööklaine ei teki. Selle tegid kindlaks astronoomid, kes analüüsisid sondi IBEX kogutud andmeid, vahendab RIA Novosti.

«Võib peaaegu kindlalt väita, et heliosfääri (Päikesesüsteemi piirav mull tähtedevahelisest keskkonnast) ees pole lööklaine ning selle interaktsioon tähtedevahelise keskkonnaga on palju nõrgem ja rohkem sõltuv magnetväljadest kui varem arvati," kirjutavad teadlased ajakirjas Science avaldatud artiklis.
2008. aasta juunis startinud NASA uurimiskosmoselaev IBEX (Interstellar Boundary Explorer) on mõeldud Päikesesüsteemi ja tähtedevahelise ruumi piiri – heliosfääri – uurimiseks, mis asub Päikesest umbes 16 miljardi kilomeetri kaugusel.

Sellel kaugusel nõrgeneb päikesetuule laetud osakeste voog ja Päikese magnetvälja tugevus sedavõrd, et nad ei suuda enam ületada haruldase tähtedevahelise aine ja ioniseeritud gaasi survet. Selle tulemusena moodustub heliosfääri "mull", mis on seest täidetud päikesetuulega ja väljast ümbritsetud tähtedevahelise gaasiga.

Päikese magnetväli pöörab laetud tähtedevaheliste osakeste trajektoori kõrvale, kuid ei mõjuta neutraalseid vesiniku, hapniku ja heeliumi aatomeid, mis tungivad vabalt Päikesesüsteemi keskpiirkondadesse. IBEX satelliididetektorid "püüavad kinni" sellised neutraalsed aatomid. Nende uuring võimaldab astronoomidel teha järeldusi Päikesesüsteemi piiritsooni iseärasuste kohta.

Rühm USA, Saksamaa, Poola ja Venemaa teadlasi esitles IBEX satelliidi andmete uut analüüsi, mille kohaselt oli päikesesüsteemi kiirus seni arvatust väiksem. Sel juhul, nagu näitavad uued andmed, heliosfääri esiosas lööklaine ei teki.

"Helibuum, mis tekib siis, kui reaktiivlennuk murrab helibarjääri, võib olla lööklaine maapealne näide. Kui lennuk saavutab ülehelikiiruse, ei saa selle ees olev õhk piisavalt kiiresti teelt välja tulla, mille tulemuseks on lööklaine,“ ütles uuringu juhtiv autor David McComas, keda tsiteeritakse Southwesterni uurimisinstituudi (USA) pressiteates.

Umbes veerand sajandit uskusid teadlased, et heliosfäär liigub läbi tähtedevahelise ruumi piisavalt kiiresti, et tekitada enda ees selline lööklaine. Uued IBEXi andmed on aga näidanud, et päikesesüsteem liigub tegelikult läbi kohaliku tähtedevahelise gaasipilve kiirusega 23,25 kilomeetrit sekundis, mis on 3,13 kilomeetrit sekundis vähem kui seni arvati. Ja see kiirus on alla piiri, mille juures lööklaine tekib.

"Kuigi lööklaine eksisteerib paljusid teisi tähti ümbritsevate mullide ees, avastasime, et meie Päikese vastasmõju keskkonnaga ei ulatu lööklaine tekkimise läveni," ütles McComas.

Varem tegeles IBEX sond heliosfääri piiride kaardistamisega ja avastas heliosfääril müstilise vööndi suurenenud energeetiliste osakeste voogudega, mis ümbritses heliosfääri "mulli". Samuti leiti IBEXi abiga, et päikesesüsteemi kiirus viimase 15 aasta jooksul on seletamatutel põhjustel vähenenud üle 10%.

Universum pöörleb nagu tipp. Astronoomid on avastanud universumi pöörlemise jälgi.

Seni on enamik teadlasi kaldunud uskuma, et meie universum on staatiline. Või kui liigub, siis ainult natuke. Kujutage ette Michigani ülikooli (USA) teadlaste meeskonna üllatust eesotsas professor Michael Longoga, kui nad avastasid kosmoses selged jäljed meie universumi pöörlemisest. Selgub, et algusest peale, isegi Suure Paugu ajal, kui Universum alles sündis, hakkas see juba pöörlema. Justkui keegi oleks ta nagu vurr käiku lasknud. Ja ta ikka keerleb ja keerleb.

Uuring viidi läbi rahvusvahelise projekti Sloan Digital Sky Survey raames. Ja teadlased avastasid selle nähtuse, kataloogides Linnutee põhjapoolusest umbes 16 000 spiraalgalaktika pöörlemissuuna. Algselt püüdsid teadlased leida tõendeid selle kohta, et universumil on peegelsümmeetria omadused. Sel juhul arutlesid nad, et päripäeva pöörlevate galaktikate arv ja vastupidises suunas "väänavate" galaktikate arv oleks sama, teatab pravda.ru.

Kuid selgus, et Linnutee põhjapooluse suunas valitseb spiraalgalaktikate seas vastupäeva pöörlemine, see tähendab, et nad on orienteeritud paremale. See trend on nähtav isegi enam kui 600 miljoni valgusaasta kaugusel.

Sümmeetria purunemine on väike, vaid umbes seitse protsenti, kuid tõenäosus, et tegemist on sellise kosmilise õnnetusega, on kuskil üks miljonist, kommenteeris professor Longo. - Meie tulemused on väga olulised, sest need näivad olevat vastuolus peaaegu universaalse ideega, et piisavalt suurel skaalal on universum isotroopne, see tähendab, et sellel ei ole selgelt väljendunud suunda.

Ekspertide hinnangul pidanuks sfääriliselt sümmeetrilisest plahvatusest tekkima sümmeetriline ja isotroopne universum, mis oleks pidanud olema korvpalli kujuga. Kui aga sündides pöörleks universum ümber oma telje teatud suunas, siis oleks galaktikad selle pöörlemissuuna säilitanud. Kuid kuna need pöörlevad eri suundades, oli Suurel Paugul mitmekülgne suund. Sellegipoolest jätkab universum suure tõenäosusega endiselt pöörlemist.

Üldiselt on astrofüüsikud varem aimanud sümmeetria ja isotroopia rikkumist. Nende oletused põhinesid muude hiiglaslike kõrvalekallete vaatlustel. Nende hulka kuuluvad kosmiliste stringide jäljed – uskumatult pikendatud nullpaksusega aegruumi defektid, mis sündisid hüpoteetiliselt esimestel hetkedel pärast Suurt Pauku. "Verevalumite" ilmumine Universumi kehale - nn jäljendid selle varasematest kokkupõrgetest teiste universumitega. Nagu ka "Dark Streami" liikumine - tohutu galaktikaparvede voog, mis kihutab suurel kiirusel ühes suunas.

Selles artiklis käsitletakse Päikese ja Galaktika kiirust võrreldes erinevate tugiraamistikega:

Päikese kiirus Galaktikas lähimate tähtede, nähtavate tähtede ja Linnutee keskpunkti suhtes;
Galaktika kiirus kohaliku galaktikate rühma, kaugete täheparvede ja kosmilise mikrolaine taustkiirguse suhtes.

Linnutee galaktika lühikirjeldus.

Galaktika kirjeldus.

Enne Päikese ja Galaktika kiiruse uurimist universumis tutvume oma galaktikaga lähemalt.

Me elame justkui hiiglaslikus "tähelinnas".Õigemini, meie Päike "elab" selles. Selle "linna" elanikkond on mitmesugused tähed ja rohkem kui kakssada miljardit neist "elab" selles. Selles sünnib lugematu arv päikesi, kes läbivad oma nooruse, keskea ja vanaduse – nad läbivad pika ja raske, miljardeid aastaid kestva elutee.

Selle "tähelinna" - galaktika - mõõtmed on tohutud. Naabertähtede vahekaugused on keskmiselt tuhanded miljardid kilomeetrid (6*10 13 km). Ja selliseid naabreid on rohkem kui 200 miljardit.

Kui kihutaksime Galaktika ühest otsast teise valguse kiirusega (300 000 km/sek), kuluks selleks umbes 100 000 aastat.

Kogu meie tähesüsteem pöörleb aeglaselt nagu hiiglaslik ratas, mis koosneb miljarditest päikestest.

Galaktika keskel on ilmselt ülimassiivne must auk (Sagittarius A *) (umbes 4,3 miljonit päikesemassi), mille ümber pöörleb eeldatavasti 1000–10 000 päikesemassi keskmine must auk ja millel on tiirlemisperiood. umbes 100 aastat ja mitu tuhat suhteliselt väikest. Nende kombineeritud gravitatsiooniline toime naabertähtedele põhjustab viimaste liikumist mööda ebatavalisi trajektoore. On oletatud, et enamiku galaktikate tuumas on ülimassiivsed mustad augud.

Galaktika keskpiirkondi iseloomustab tugev tähtede kontsentratsioon: iga keskpunkti lähedal asuv kuupparsek sisaldab neid tuhandeid. Tähtede kaugused on kümneid ja sadu kordi väiksemad kui Päikese läheduses.

Galaktika tuum tõmbab suure jõuga ligi kõiki teisi tähti. Kuid kogu "tähelinnas" on asutatud tohutult palju staare. Ja nad tõmbavad üksteist ka eri suundades ja sellel on iga tähe liikumisele kompleksne mõju. Seetõttu liiguvad Päike ja miljardid teised tähed enamasti ringikujuliste radade või ellipsidega ümber Galaktika keskpunkti. Kuid see on lihtsalt "põhimõtteliselt" – kui me tähelepanelikult vaatame, näeksime neid liikumas keerukamatel kõveratel, looklevatel radadel ümbritsevate tähtede vahel.

Linnutee galaktika tunnusjoon:

Päikese asukoht galaktikas.

Kus galaktikas on Päike ja kas ta liigub (ja koos sellega Maa, sina ja mina)? Kas oleme "kesklinnas" või vähemalt kuskil selle lähedal? Uuringud on näidanud, et Päike ja Päikesesüsteem asuvad Galaktika keskpunktist suurel kaugusel, "linna äärealadele" lähemal (26 000 ± 1400 valgusaastat).

Päike asub meie galaktika tasapinnal ja eemaldub oma keskpunktist 8 kpc ja Galaktika tasapinnast umbes 25 pc (1 pc (parsek) = 3,2616 valgusaastat). Galaktika piirkonnas, kus Päike asub, on tähtede tihedus 0,12 tähte pc 3 kohta.

Riis. meie galaktika mudel

Päikese kiirus galaktikas.

Päikese kiirust galaktikas peetakse tavaliselt erinevate võrdlusraamistike suhtes:

lähedal asuvate tähtede suhtes.
Võrreldes kõigi palja silmaga nähtavate heledate tähtedega.
Tähtedevahelise gaasi kohta.
Suhteliselt galaktika keskpunktiga.

1. Päikese kiirus Galaktikas lähimate tähtede suhtes.

Nii nagu lendava lennuki kiirust vaadeldakse Maa suhtes, mitte arvestada Maa enda lendu, nii saab määrata ka Päikese kiiruse kõige lähemal asuvate tähtede suhtes. Nagu näiteks Siiriuse süsteemi tähed, Alfa Centauri jne.

See Päikese kiirus galaktikas on suhteliselt väike: ainult 20 km/s ehk 4 AU. (1 astronoomiline ühik võrdub Maa ja Päikese keskmise kaugusega - 149,6 miljonit km.)

Päike liigub lähimate tähtede suhtes punkti (tipu) poole, mis asub Heraklese ja Lüüra tähtkuju piiril, galaktika tasapinna suhtes ligikaudu 25° nurga all. Tipu ekvatoriaalsed koordinaadid α = 270°, δ = 30°.

2. Päikese kiirus Galaktikas nähtavate tähtede suhtes.

Kui arvestada Päikese liikumist Linnutee galaktikas kõigi ilma teleskoobita nähtavate tähtede suhtes, siis on selle kiirus veelgi väiksem.

Päikese kiirus Galaktikas nähtavate tähtede suhtes on 15 km/s ehk 3 AU.

Päikese liikumise tipp asub sel juhul samuti Heraklese tähtkujus ja sellel on järgmised ekvatoriaalsed koordinaadid: α = 265°, δ = 21°.

Riis. Päikese kiirus lähedalasuvate tähtede ja tähtedevahelise gaasi suhtes.

3. Päikese kiirus Galaktikas tähtedevahelise gaasi suhtes.

Järgmine galaktika objekt, mille suhtes me Päikese kiirust arvestame, on tähtedevaheline gaas.

Universumi avarused pole kaugeltki nii mahajäetud, kui pikka aega arvati. Kuigi väikestes kogustes, on tähtedevaheline gaas kõikjal, täites kõik universumi nurgad. Universumi täitmata ruumi näilise tühjusega tähtedevaheline gaas moodustab peaaegu 99% kõigi kosmoseobjektide kogumassist. Tähtedevahelise gaasi tihedad ja külmad vormid, mis sisaldavad vesinikku, heeliumi ja minimaalses koguses raskeid elemente (raud, alumiinium, nikkel, titaan, kaltsium), on molekulaarses olekus, ühendudes suurteks pilveväljadeks. Tavaliselt jagunevad elemendid tähtedevahelise gaasi koostises järgmiselt: vesinik - 89%, heelium - 9%, süsinik, hapnik, lämmastik - umbes 0,2-0,3%.

Riis. Kullesetaoline tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilv IRAS 20324+4057, mis peidab endas kasvavat tähte.

Tähtedevahelise gaasi pilved ei saa mitte ainult korrapäraselt pöörlema galaktikate keskuste ümber, vaid neil on ka ebastabiilne kiirendus. Mitmekümne miljoni aasta jooksul jõuavad nad üksteisele järele ja põrkuvad, moodustades tolmu ja gaasi komplekse.

Meie galaktikas on tähtedevahelise gaasi põhimaht koondunud spiraalharudesse, mille üks koridore asub päikesesüsteemi lähedal.

Päikese kiirus Galaktikas tähtedevahelise gaasi suhtes: 22-25 km/sek.

Tähtedevahelisel gaasil Päikese vahetus läheduses on lähimate tähtede suhtes märkimisväärne sisemine kiirus (20-25 km/s). Selle mõjul nihkub Päikese liikumise tipp Ophiuchuse tähtkuju poole (α = 258°, δ = -17°). Liikumissuuna erinevus on umbes 45°.

Eespool käsitletud kolmes punktis räägime nn omapärasest, Päikese suhtelisest kiirusest. Teisisõnu, omapärane kiirus on kiirus kosmilise tugiraamistiku suhtes.

Kuid Päike, sellele kõige lähemal asuvad tähed ja kohalik tähtedevaheline pilv on kõik seotud suurema liikumisega – liikumisega ümber Galaktika keskpunkti.

Ja siin räägime täiesti erinevatest kiirustest.

Päikese kiirus galaktika keskpunkti ümber on maiste standardite järgi tohutu - 200–220 km / s (umbes 850 000 km / h) või rohkem kui 40 AU. / aasta.

Päikese täpset kiirust Galaktika keskpunkti ümber on võimatu määrata, sest Galaktika kese on meie eest peidus tihedate tähtedevahelise tolmupilvede taha. Üha enam uusi avastusi selles piirkonnas aga vähendavad meie päikese hinnangulist kiirust. Hiljuti räägiti kiirusest 230–240 km / s.

Päikesesüsteem galaktikas liigub Cygnuse tähtkuju poole.

Päikese liikumine galaktikas toimub galaktika keskpunkti suunaga risti. Siit ka tipu galaktikad koordinaadid: l = 90°, b = 0° või tuttavamatel ekvatoriaalkoordinaatidel - α = 318°, δ = 48°. Kuna tegemist on tagurpidi liikumisega, nihkub tipp ja teeb täisringi "galaktilisel aastal", ligikaudu 250 miljoni aasta jooksul; selle nurkkiirus on ~5" / 1000 aastat, st tipu koordinaadid nihkuvad poolteist kraadi miljoni aasta kohta.

Meie Maa on umbes 30 sellist "galaktilist aastat" vana.

Riis. Päikese kiirus galaktikas galaktika keskpunkti suhtes.

Muide, huvitav fakt Päikese kiiruse kohta galaktikas:

Päikese pöörlemiskiirus ümber Galaktika keskpunkti langeb peaaegu kokku spiraaliõla moodustava survelaine kiirusega. Selline olukord on galaktika kui terviku jaoks ebatüüpiline: spiraalharud pöörlevad konstantse nurkkiirusega nagu rataste kodarad ja tähtede liikumine toimub erineva mustriga, nii et peaaegu kogu ketta tähepopulatsioon satub ketta sisemusse. spiraalsed käed või kukub neist välja. Ainus koht, kus tähtede ja spiraalharude kiirused langevad kokku, on nn korotatsiooniring ja sellel asub Päike.

Maa jaoks on see asjaolu äärmiselt oluline, kuna spiraalharudes toimuvad ägedad protsessid, mis moodustavad võimsa kiirguse, mis on hävitav kõigile elusolenditele. Ja ükski atmosfäär ei suutnud teda selle eest kaitsta. Kuid meie planeet eksisteerib Galaktikas suhteliselt vaikses kohas ja neid kosmilisi kataklüsme pole sadu miljoneid (või isegi miljardeid) aastaid mõjutanud. Võib-olla sellepärast suutis elu Maal tekkida ja ellu jääda.

Galaktika liikumiskiirus universumis.

Galaktika liikumiskiirust universumis arvestatakse tavaliselt erinevate tugiraamistike suhtes:

Kohaliku galaktikate rühma suhtes (Andromeeda galaktikale lähenemise kiirus).
Suhteliselt kaugete galaktikate ja galaktikaparvede suhtes (Galaktika liikumise kiirus kohaliku galaktikate rühma osana Neitsi tähtkujuni).
Seoses reliktkiirgusega (kõikide galaktikate liikumiskiirus universumi selles osas, mis on meile kõige lähemal Suurele Atraktorile - tohutute supergalaktikate parv).

Vaatame iga punkti lähemalt.

1. Linnutee galaktika liikumise kiirus Andromeeda suunas.

Ka meie Linnutee galaktika ei seisa paigal, vaid on gravitatsiooniliselt tõmbunud ja läheneb Andromeeda galaktikale kiirusega 100-150 km/s. Galaktikate lähenemiskiiruse põhikomponent kuulub Linnuteele.

Liikumise külgmine komponent pole täpselt teada ja kokkupõrke pärast on ennatlik muretseda. Täiendava panuse sellesse liikumisse annab massiivne galaktika M33, mis asub Andromeeda galaktikaga ligikaudu samas suunas. Üldiselt meie Galaxy kiirus barütsentri suhtes Kohalik galaktikate rühm umbes 100 km / s umbes Andromeda / Lizardi suunas (l = 100, b = -4, α = 333, δ = 52), kuid need andmed on siiski väga ligikaudsed. See on väga tagasihoidlik suhteline kiirus: galaktika nihkub oma diameetri võrra kahe kuni kolmesaja miljoni aastaga ehk väga jämedalt galaktiline aasta.

2. Linnutee galaktika liikumise kiirus Neitsi parve suunas.

Galaktikate rühm, kuhu kuulub tervikuna meie Linnutee, liigub omakorda Neitsi suure parve suunas kiirusega 400 km/s. See liikumine on tingitud ka gravitatsioonijõududest ja toimub kaugete galaktikaparvede suhtes.

Riis. Linnutee galaktika kiirus Neitsi parve suunas.

Reliikvia kiirgus.

Suure Paugu teooria kohaselt oli varane universum kuum plasma, mis koosnes elektronidest, barüonitest ja pidevalt kiirgavatest, neelduvatest ja uuesti kiirgavatest footonitest.

Universumi paisudes plasma jahtus ja teatud etapis said aeglustunud elektronid võimaluse ühineda aeglustunud prootonite (vesiniku tuumad) ja alfaosakestega (heeliumi tuumad), moodustades aatomeid (seda protsessi nimetatakse nn. rekombinatsioon).

See juhtus plasmatemperatuuril umbes 3000 K ja universumi ligikaudsel vanusel 400 000 aastat. Osakeste vahel on rohkem vaba ruumi, vähem laetud osakesi, footonid ei haju enam nii sageli ja saavad nüüd ruumis vabalt liikuda, praktiliselt ainega suhtlemata.

Need footonid, mis tol ajal plasmast Maa tulevase asukoha suunas kiirgasid, jõuavad meie planeedile siiani läbi universumi paisumise jätkuva ruumi. Need footonid on taustkiirgus, mis on Universumi ühtlaselt täitev soojuskiirgus.

Reliktkiirguse olemasolu ennustas teoreetiliselt G. Gamow Suure Paugu teooria raames. Selle olemasolu kinnitati eksperimentaalselt 1965. aastal.

Galaktika liikumise kiirus kosmilise taustkiirguse suhtes.

Hiljem hakati uurima galaktikate liikumiskiirust kosmilise taustkiirguse suhtes. See liikumine määratakse reliktkiirguse temperatuuri ebaühtluse mõõtmisega eri suundades.

Kiirgustemperatuuril on liikumissuunas maksimum ja vastassuunas miinimum. Temperatuurijaotuse hälbe isotroopsest (2,7 K) oleneb kiiruse suurusest. Vaatlusandmete analüüsist järeldub, et et Päike liigub taustkiirguse suhtes kiirusega 400 km/s suunas α=11,6, δ=-12 .

Sellised mõõtmised näitasid ka teist olulist asja: kõik galaktikad meile lähimas universumi osas, sealhulgas mitte ainult meie Kohalik rühm, vaid ka Neitsi parv ja teised parved, liiguvad kosmilise mikrolainelise taustkiirguse suhtes ootamatult suure kiirusega. .

Kohaliku galaktikate rühma puhul on see 600–650 km/s, mille tipp asub Hüdra tähtkujus (α=166, δ=-27). Näib, et kusagil universumi sügavuses on tohutu hulk superparvesid, mis tõmbavad ligi meie universumiosa ainest. See klaster sai nimeks Suurepärane ligitõmbaja - ingliskeelsest sõnast "attract" - meelitama.

Kuna Suure Attraktori moodustavad galaktikad on varjatud Linnuteesse kuuluva tähtedevahelise tolmuga, on Attraktorit õnnestunud kaardistada viimastel aastatel vaid raadioteleskoopide abil.

Suur Attraktor asub mitme galaktikate superparve ristumiskohas. Aine keskmine tihedus selles piirkonnas ei ole palju suurem kui Universumi keskmine tihedus. Kuid selle hiiglasliku suuruse tõttu osutub selle mass nii suureks ja tõmbejõud nii tohutuks, et mitte ainult meie tähesüsteem, vaid ka teised galaktikad ja nende lähedal asuvad parved liiguvad Suure Attraktori suunas, moodustades tohutu galaktikate voog.

Riis. Galaktika liikumiskiirus universumis. Suurele ligitõmbajale!

Niisiis, teeme kokkuvõtte.

Päikese kiirus galaktikas ja galaktika universumis. Pivot tabel.

Liikumiste hierarhia, milles meie planeet osaleb:

Maa pöörlemine ümber päikese;
pöörlemine koos Päikesega ümber meie galaktika keskpunkti;
liikumine kohaliku galaktikate rühma keskpunkti suhtes koos kogu galaktikaga Andromeeda tähtkuju gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul (galaktika M31);
liikumine galaktikate parve suunas Neitsi tähtkujus;
liikumine Suure Atraktori poole.

Päikese kiirus galaktikas ja Linnutee galaktika kiirus universumis. Pivot tabel.

Raske on ette kujutada ja veel keerulisem arvutada, kui kaugele me iga sekundiga liigume. Need vahemaad on tohutud ja vead sellistes arvutustes on ikka päris suured. Siin on see, mida teadusel on tänaseni.

Päikese ja galaktika liikumine universumi objekti suhtes	Päikese või galaktika kiirus	Tipp
Kohalik: päike lähedalasuvate tähtede suhtes	20 km/sek	Herakles
Standard: päike eredate tähtede suhtes	15 km/sek	Herakles
Päike tähtedevahelise gaasi suhtes	22-25 km/sek	Ophiuchus
Päike galaktika keskpunkti suhtes	~200 km/s
Päike seoses kohaliku galaktikate rühmaga	300 km/sek
Galaktika kohaliku galaktikate rühma suhtes	~100 km/s	Andromeeda / sisalik
Galaktika seoses klastritega	400 km/sek
Päike kosmilise mikrolaine tausta suhtes	390 km/sek	Lõvi / Chalice
Galaxy võrreldes KMB-ga	550-600 km/sek	Lõvi / Hüdra
Kohalik galaktikate rühm KMB suhtes	600-650 km/sek

See kõik on seotud Päikese kiirusega galaktikas ja galaktikaga universumis. Kui teil on küsimusi või selgitusi, jätke allpool kommentaar. Mõtleme selle koos välja! :)

Lugupidamisega oma lugejatele,

Akhmerova Zulfija.

Erilist tänu artikli allikana avaldatakse saitidele:

Valitud maailmauudised.

Universum (kosmos)- see on kogu meid ümbritsev maailm, mis on piiritu ajas ja ruumis ning lõpmatult mitmekesine igavesti liikuva mateeria vormide poolest. Universumi piiritust võib osaliselt ette kujutada selgel ööl, mil taevas on miljardeid erineva suurusega helendavaid värelevaid punkte, mis esindavad kaugeid maailmu. Valguskiired kiirusega 300 000 km/s universumi kõige kaugematest osadest jõuavad Maale umbes 10 miljardi aastaga.

Teadlaste sõnul tekkis universum "Suure Paugu" tulemusena 17 miljardit aastat tagasi.

See koosneb tähtede, planeetide, kosmilise tolmu ja muude kosmiliste kehade parvedest. Need kehad moodustavad süsteeme: planeedid koos satelliitidega (näiteks päikesesüsteem), galaktikad, metagalaktikad (galaktikaparved).

Galaktika(hiliskreeka galaktikos- piimjas, piimjas, kreeka keelest gala- piim) on ulatuslik tähesüsteem, mis koosneb paljudest tähtedest, täheparvedest ja -kooslustest, gaasi- ja tolmuudukogudest, aga ka üksikutest aatomitest ja osakestest, mis on hajutatud tähtedevahelises ruumis.

Universumis on palju erineva suuruse ja kujuga galaktikaid.

Kõik Maalt nähtavad tähed on osa Linnutee galaktikast. Oma nime sai see tänu sellele, et enamikku tähti on selgel ööl näha Linnutee kujul – valkjas udune riba.

Kokku sisaldab Linnutee galaktika umbes 100 miljardit tähte.

Meie galaktika on pidevas pöörlemises. Selle kiirus universumis on 1,5 miljonit km/h. Kui vaadata meie galaktikat selle põhjapoolusest, siis pöörlemine toimub päripäeva. Päike ja sellele kõige lähemal asuvad tähed teevad 200 miljoni aastaga ümber galaktika keskpunkti täieliku pöörde. Seda perioodi arvestatakse galaktiline aasta.

Linnutee galaktika suuruse ja kuju poolest sarnaneb Andromeeda galaktika ehk Andromeeda udukogu, mis asub meie galaktikast umbes 2 miljoni valgusaasta kaugusel. Valgusaasta- valguse poolt aastas läbitud vahemaa, mis on ligikaudu 10 13 km (valguse kiirus on 300 000 km/s).

Tähtede, planeetide ja teiste taevakehade liikumise ja asukoha uurimise illustreerimiseks kasutatakse taevasfääri mõistet.

Riis. 1. Taevasfääri põhijooned

Taevasfäär on meelevaldselt suure raadiusega kujuteldav kera, mille keskel on vaatleja. Tähed, Päike, Kuu, planeedid projitseeritakse taevasfäärile.

Tähtsamad jooned taevasfääril on: loodijoon, seniit, nadiir, taevaekvaator, ekliptika, taevameridiaan jne (joonis 1).

loodijoon- sirgjoon, mis läbib taevasfääri keskpunkti ja ühtib vaatluspunkti loodijoone suunaga. Maa pinnal oleva vaatleja jaoks läbib loodijoon Maa keskpunkti ja vaatluspunkti.

Loosijoon lõikub taevasfääri pinnaga kahes punktis - seniit,üle vaatleja pea ja nadire - diametraalselt vastupidine punkt.

Taevasfääri suurt ringi, mille tasapind on loodijoonega risti, nimetatakse matemaatiline horisont. See jagab taevasfääri pinna kaheks pooleks: vaatlejale nähtavaks, mille tipp asub seniidis, ja nähtamatuks, mille tipp asub madalaimal.

Diameeter, mille ümber taevasfäär pöörleb, on maailma telg. See lõikub taevasfääri pinnaga kahes punktis - maailma põhjapoolus ja maailma lõunapoolus. Põhjapoolus on see, kust taevasfääri pöörlemine toimub päripäeva, kui vaadata sfääri väljastpoolt.

Taevasfääri suurt ringi, mille tasapind on risti maailma teljega, nimetatakse taevaekvaator. See jagab taevasfääri pinna kaheks poolkeraks: põhjapoolne, tipuga põhjataevapoolusel ja lõuna, tipuga lõunataevapoolusel.

Taevasfääri suur ring, mille tasapind läbib loodijoont ja maailma telge, on taevameridiaan. See jagab taevasfääri pinna kaheks poolkeraks - idapoolne ja läänelik.

Taevameridiaani tasandi ja matemaatilise horisondi tasandi lõikejoon - keskpäevane rida.

Ekliptika(kreeka keelest. ekieipsis- Varjutus) - taevasfääri suur ring, mida mööda toimub Päikese või õigemini selle keskpunkti iga-aastane näiv liikumine.

Ekliptika tasand on kallutatud taevaekvaatori tasapinna suhtes 23°26"21" nurga all.

Et tähtede asukohta taevas oleks lihtsam meeles pidada, tulid antiikajal inimesed ideele kombineerida neist heledaimad tähtkujud.

Praegu on teada 88 tähtkuju, mis kannavad müütiliste tegelaste (Herakles, Pegasus jt), sodiaagimärkide (Sõnn, Kalad, Vähk jt), objektide (Kaalud, Lüüra jt) nimesid (joonis 2).

Riis. 2. Suve-sügis tähtkujud

Galaktikate päritolu. Päikesesüsteem ja selle üksikud planeedid on endiselt lahendamata looduse mõistatus. On mitmeid hüpoteese. Praegu arvatakse, et meie galaktika tekkis vesinikust koosnevast gaasipilvest. Galaktika evolutsiooni algfaasis tekkisid tähtedevahelisest gaasi-tolmu keskkonnast esimesed tähed ja 4,6 miljardit aastat tagasi päikesesüsteemist.

Päikesesüsteemi koostis

Moodustub keskkehana ümber Päikese liikuvate taevakehade kogum Päikesesüsteem. See asub peaaegu Linnutee galaktika äärealadel. Päikesesüsteem osaleb pöörlemises ümber galaktika keskpunkti. Selle liikumiskiirus on umbes 220 km / s. See liikumine toimub Cygnuse tähtkuju suunas.

Päikesesüsteemi koostist saab kujutada lihtsustatud diagrammina, mis on näidatud joonisel fig. 3.

Üle 99,9% Päikesesüsteemi aine massist langeb Päikesele ja ainult 0,1% - kõigile selle teistele elementidele.

I. Kanti (1775) hüpotees – P. Laplace (1796)	D. Jeansi hüpotees (20. sajandi algus)	Akadeemik O. P. Schmidti hüpotees (XX sajandi 40ndad)	Kaleemiku hüpotees V. G. Fesenkov (XX sajandi 30. aastad)
Planeedid tekkisid gaasi-tolmu ainest (kuuma udukogu kujul). Jahutusega kaasneb kokkusurumine ja mõne telje pöörlemiskiiruse tõus. Udu ekvaatorile ilmusid rõngad. Rõngaste aine kogunes tulikuumadesse kehadesse ja jahtus järk-järgult.	Päikesest möödus kord suurem täht ja gravitatsioon tõmbas Päikesest välja kuuma aine joa (väljapaistva koha). Tekkisid kondensatsioonid, millest hiljem - planeedid	Ümber Päikese tiirlev gaasi-tolmupilv oleks pidanud osakeste kokkupõrke ja nende liikumise tulemusena omandama tahke kuju. Osakesed ühinesid klastriteks. Väiksemate osakeste ligitõmbamine tükkide poolt oleks pidanud kaasa aitama ümbritseva aine kasvule. Kobarate orbiidid peaksid muutuma peaaegu ringikujuliseks ja asuma peaaegu samal tasapinnal. Kondensatsioonid olid planeetide embrüod, mis neelasid peaaegu kogu aine nende orbiitide vahedest.	Päike ise tekkis pöörlevast pilvest ja planeedid sekundaarsest kondenseerumisest selles pilves. Lisaks vähenes Päike oluliselt ja jahtus praegusesse olekusse.

Riis. 3. Päikesesüsteemide koostis

Päike

Päike on täht, hiiglaslik kuum pall. Selle läbimõõt on 109 korda suurem kui Maa läbimõõt, mass on 330 000 korda suurem kui Maa mass, kuid keskmine tihedus on madal – vaid 1,4 korda suurem kui vee tihedus. Päike asub meie galaktika keskpunktist umbes 26 000 valgusaasta kaugusel ja tiirleb selle ümber, tehes ühe pöörde umbes 225-250 miljoni aastaga. Päikese orbiidi kiirus on 217 km/s, seega läbib ta ühe valgusaasta 1400 Maa-aasta jooksul.

Riis. 4. Päikese keemiline koostis

Rõhk Päikesele on 200 miljardit korda suurem kui Maa pinnal. Päikese aine tihedus ja rõhk süvenevad kiiresti; rõhu suurenemine on seletatav kõigi pealiskihtide kaaluga. Temperatuur Päikese pinnal on 6000 K ja selle sees 13 500 000 K. Päikese-taolise tähe iseloomulik eluiga on 10 miljardit aastat.

Tabel 1. Üldteave Päikese kohta

Päikese keemiline koostis on ligikaudu sama, mis enamikul teistel tähtedel: umbes 75% on vesinik, 25% heelium ja alla 1% kõik muud keemilised elemendid (süsinik, hapnik, lämmastik jne) (joonis fig. . 4).

Päikese keskosa, mille raadius on ligikaudu 150 000 km, nimetatakse päikeseks tuum. See on tuumareaktsiooni tsoon. Aine tihedus on siin umbes 150 korda suurem kui vee tihedus. Temperatuur ületab 10 miljonit K (Kelvini skaalal, Celsiuse kraadides 1 ° C \u003d K - 273,1) (joonis 5).

Tuuma kohal, Päikese raadiusest umbes 0,2–0,7 kaugusel selle keskpunktist, on kiirgusenergia ülekandetsoon. Energiaülekanne toimub siin üksikute osakeste kihtide footonite neeldumise ja emissiooni teel (vt joonis 5).

Riis. 5. Päikese ehitus

Footon(kreeka keelest. phos- valgus), elementaarosake, mis saab eksisteerida ainult valguse kiirusel liikudes.

Päikese pinnale lähemal toimub plasma keerisega segunemine ja energia ülekandmine pinnale

valdavalt aine enda liigutuste tõttu. Seda tüüpi energiaülekannet nimetatakse konvektsioon ja Päikese kiht, kus see esineb, - konvektiivne tsoon. Selle kihi paksus on ligikaudu 200 000 km.

Konvektiivtsooni kohal on päikeseatmosfäär, mis on pidevas kõikumises. Siin levivad nii vertikaalsed kui ka horisontaalsed lained pikkusega mitu tuhat kilomeetrit. Võnkumised toimuvad umbes viie minuti jooksul.

Päikese atmosfääri sisemist kihti nimetatakse fotosfäär. See koosneb kergetest mullidest. See on graanulid. Nende mõõtmed on väikesed - 1000-2000 km ja nende vaheline kaugus on 300-600 km. Päikesel võib samaaegselt jälgida umbes miljonit graanulit, millest igaüks eksisteerib mitu minutit. Graanulid on ümbritsetud tumedate tühikutega. Kui aine graanulites tõuseb, siis nende ümber see langeb. Graanulid loovad üldise fooni, mille taustal on võimalik vaadelda selliseid mastaapseid moodustisi nagu tõrvikud, päikeselaigud, prominentid jne.

päikeselaigud- tumedad alad Päikesel, mille temperatuur on ümbritseva ruumiga võrreldes madalam.

päikese tõrvikud nimetatakse päikeselaike ümbritsevateks heledateks väljadeks.

esiletõstmised(alates lat. protubero- Ma paisun) - suhteliselt külma (võrreldes ümbritseva õhu temperatuuriga) aine kondensatsioonid, mis tõusevad ja mida hoiab magnetväli Päikese pinna kohal. Päikese magnetvälja tekkepõhjuseks võib olla asjaolu, et Päikese erinevad kihid pöörlevad erineva kiirusega: sisemised osad pöörlevad kiiremini; südamik pöörleb eriti kiiresti.

Väljapaistvad kohad, päikeselaigud ja rakud ei ole ainsad näited päikese aktiivsusest. See hõlmab ka magnettorme ja plahvatusi, mida nimetatakse vilgub.

Fotosfääri kohal on kromosfäär on päikese välimine kest. Selle päikeseatmosfääri osa nime päritolu on seotud selle punaka värvusega. Kromosfääri paksus on 10-15 tuhat km ja aine tihedus sadu tuhandeid kordi väiksem kui fotosfääris. Temperatuur kromosfääris kasvab kiiresti, ulatudes selle ülemistes kihtides kümnete tuhandete kraadideni. Kromosfääri servas on täheldatud spiikulid, mis on tihendatud helendavast gaasist piklikud sambad. Nende jugade temperatuur on kõrgem kui fotosfääri temperatuur. Tähised tõusevad esmalt alumisest kromosfäärist 5000–10000 km ja langevad seejärel tagasi, kus nad tuhmuvad. Kõik see toimub kiirusel umbes 20 000 m/s. Spikula elab 5-10 minutit. Päikesel samaaegselt eksisteerivate spiikulite arv on umbes miljon (joonis 6).

Riis. 6. Päikese väliskihtide ehitus

Kromosfäär ümbritseb päikese kroon on päikese atmosfääri välimine kiht.

Päikese poolt kiiratava energia koguhulk on 3,86. 1026 W ja Maa saab sellest energiast vaid ühe kahe miljardindiku.

Päikesekiirgus hõlmab korpuskulaarne ja elektromagnetiline kiirgus.Korpuskulaarne põhikiirgus- see on plasmavoog, mis koosneb prootonitest ja neutronitest, või teisisõnu - päikeseline tuul, mis jõuab Maa-lähedasesse kosmosesse ja voolab ümber kogu Maa magnetosfääri. elektromagnetiline kiirgus on päikese kiirgusenergia. Maapinnale jõuab see otsese ja hajutatud kiirguse kujul ning tagab meie planeedil soojusrežiimi.

XIX sajandi keskel. Šveitsi astronoom Rudolf Wolf(1816-1893) (joonis 7) arvutas välja päikese aktiivsuse kvantitatiivse näitaja, mida kogu maailmas tuntakse hundinumbrina. Olles töödelnud eelmise sajandi keskpaigaks kogunenud päikeselaikude vaatlusandmeid, suutis Wolf kindlaks teha päikese aktiivsuse keskmise 1-aastase tsükli. Tegelikult on Hundi maksimaalse või minimaalse arvu aastate vaheline ajavahemik 7–17 aastat. Samaaegselt 11-aastase tsükliga toimub ka ilmalik, täpsemalt 80-90-aastane päikese aktiivsustsükkel. Ebajärjekindlalt üksteise peale asetatuna muudavad need Maa geograafilises ümbrises toimuvates protsessides märgatavaid muutusi.

A. L. Chizhevsky (1897-1964) (joonis 8) tõi juba 1936. aastal välja paljude maapealsete nähtuste tiheda seose päikese aktiivsusega, kes kirjutas, et valdav enamus Maal toimuvatest füüsikalistest ja keemilistest protsessidest on kosmiliste jõudude mõju tagajärg. . Ta oli ka üks sellise teaduse rajajaid nagu heliobioloogia(kreeka keelest. helios- päike), uurides Päikese mõju Maa geograafilise kesta elusainele.

Olenevalt päikese aktiivsusest toimuvad Maal sellised füüsikalised nähtused nagu: magnettormid, aurorade sagedus, ultraviolettkiirguse hulk, äikese aktiivsuse intensiivsus, õhutemperatuur, atmosfäärirõhk, sademed, järvede, jõgede tase, põhjavesi, merede soolsus ja tõhusus ning muud

Taimede ja loomade eluiga on seotud Päikese perioodiline aktiivsus (seal on seos päikesetsükli ja taimede kasvuperioodi, lindude, näriliste jt paljunemise ja rände vahel), samuti inimesed (haigused).

Praegu jätkatakse päikese- ja maapealsete protsesside seoste uurimist Maa tehissatelliitide abil.

maapealsed planeedid

Lisaks Päikesele eristatakse Päikesesüsteemis planeete (joon. 9).

Suuruse, geograafiliste näitajate ja keemilise koostise järgi jagunevad planeedid kahte rühma: maapealsed planeedid ja hiiglaslikud planeedid. Maapealsete planeetide hulka kuuluvad ja. Neid käsitletakse selles alapeatükis.

Riis. 9. Päikesesüsteemi planeedid

Maa on kolmas planeet Päikesest. Sellele pühendatakse eraldi osa.

Teeme kokkuvõtte. Planeedi aine tihedus sõltub planeedi asukohast Päikesesüsteemis ja selle suurust arvesse võttes ka massist. Kuidas
Mida lähemal on planeet Päikesele, seda suurem on selle keskmine ainetihedus. Näiteks Merkuuri puhul on see 5,42 g/cm2, Veenusel – 5,25, Maal – 5,25, Marsil – 3,97 g/cm 3 .

Maapealsete planeetide (Merkuur, Veenus, Maa, Marss) üldised omadused on eelkõige: 1) suhteliselt väikesed mõõtmed; 2) kõrged temperatuurid pinnal ja 3) planeedi aine suur tihedus. Need planeedid pöörlevad ümber oma telje suhteliselt aeglaselt ja neil on vähe satelliite või üldse mitte. Maapealse rühma planeetide ehituses eristatakse nelja peamist kesta: 1) tihe tuum; 2) seda kattev mantel; 3) koor; 4) kerge gaas-vesi kest (v.a Mercury). Nende planeetide pinnalt on leitud tektoonilise aktiivsuse jälgi.

hiiglaslikud planeedid

Nüüd teeme tutvust hiidplaneetidega, mis kuuluvad ka meie päikesesüsteemi. See on , .

Hiidplaneetidel on järgmised üldised omadused: 1) suur suurus ja mass; 2) pöörlema kiiresti ümber telje; 3) omama rõngaid, palju satelliite; 4) atmosfäär koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist; 5) mille keskel on metallidest ja silikaatidest kuum tuum.

Neid eristavad ka: 1) madalad pinnatemperatuurid; 2) planeetide madal ainetihedus.

Iga inimene, isegi lamades diivanil või istub arvuti lähedal, on pidevas liikumises. Sellel pideval liikumisel avakosmoses on erinevad suunad ja tohutu kiirus. Esiteks liigub Maa ümber oma telje. Lisaks tiirleb planeet ümber päikese. Kuid see pole veel kõik. Koos päikesesüsteemiga ületame palju muljetavaldavamaid vahemaid.

Päikesesüsteemi asukoht

Päike on üks Linnutee ehk lihtsalt galaktika tasandi tähtedest. See on 8 kpc kaugusel keskusest ja kaugus Galaxy tasapinnast on 25 tk. Tähtede tihedus meie galaktika piirkonnas on ligikaudu 0,12 tähte 1 tk3 kohta. Päikesesüsteemi asukoht ei ole konstantne: see on pidevas liikumises lähedalasuvate tähtede, tähtedevahelise gaasi ja lõpuks Linnutee keskpunkti ümber. Päikesesüsteemi liikumist galaktikas märkas esimesena William Herschel.

Liikumine lähedalasuvate tähtede suhtes

Päikese liikumiskiirus Heraklese ja Lüüra tähtkuju piirini on 4 a.s. aastas ehk 20 km/s. Kiirusevektor on suunatud nn tipu poole – punkti, kuhu on suunatud ka teiste lähedalasuvate tähtede liikumine. Tähtede liikumiskiiruste suunad, sh. Päikesed ristuvad tipuga vastaspunktis, mida nimetatakse antitipuks.

Liigub nähtavate tähtede suhtes

Eraldi mõõdetakse Päikese liikumist heledate tähtede suhtes, mida saab näha ilma teleskoobita. See on Päikese standardliikumise näitaja. Sellise liikumise kiirus on 3 AU. aastas ehk 15 km/s.

Liikumine tähtedevahelise ruumi suhtes

Tähtedevahelise ruumi suhtes liigub päikesesüsteem juba kiiremini, kiirus on 22-25 km/s. Samal ajal nihkub galaktika lõunapiirkonnast "puhuva" "tähtedevahelise tuule" mõjul tipp Ophiuchuse tähtkujule. Vahetust hinnatakse umbes 50-le.

Liikumine Linnutee keskel

Päikesesüsteem liigub meie galaktika keskpunkti suhtes. See liigub Cygnuse tähtkuju poole. Kiirus on umbes 40 AU. aastas ehk 200 km/s. Täielikuks revolutsiooniks kulub 220 miljonit aastat. Täpset kiirust on võimatu määrata, sest tipp (Galaktika keskpunkt) on meie eest peidus tihedate tähtedevahelise tolmupilvede taga. Tipp nihkub 1,5° iga miljoni aasta tagant ja teeb täisringi 250 miljoni aastaga ehk 1 "galaktilise aastaga.

Reis Linnutee servale

Galaktika liikumine kosmoses

Ka meie Galaktika ei seisa paigal, vaid läheneb Andromeeda galaktikale kiirusega 100-150 km/s. Galaktikate rühm, kuhu kuulub ka Linnutee, liigub Neitsi suure parve suunas kiirusega 400 km/s. Raske on ette kujutada ja veel keerulisem arvutada, kui kaugele me iga sekundiga liigume. Need vahemaad on tohutud ja vead sellistes arvutustes on ikka päris suured.

kommentaare toetab HyperComments