Drukāt visu grāmatuDrukāt visu grāmatu

3. ZVAIGZNES. Elektroniskā grāmata

Saules un citu zvaigžņu raksturojums. Zvaigžņu daudzveidība.

Vietne: Profesionālajā izglītībā iesaistīto vispārizglītojošo mācību priekšmetu pedagogu kompetences paaugstināšana
Kurss: FiziT009 : Vispārizglītojošā fizika profesionālajā izglītībā
Grāmata: 3. ZVAIGZNES. Elektroniskā grāmata
Drukājis: Vieslietotājs
Datums: pirmdiena, 2019. gada 17. jūnijs, 06:54

Satura rādītājs

Titullapa

 

 logo


Ilgonis Vilks

Elektroniskā grāmata "Zvaigznes"

Materiāls izstrādāts ESF Darbības programmas 2007. - 2013. gadam „Cilvēkresursi un nodarbinātība” prioritātes 1.2. „Izglītība un prasmes” pasākuma 1.2.1. „Profesionālās izglītības un vispārējo prasmju attīstība” aktivitātes 1.2.1.2. „Vispārējo zināšanu un prasmju uzlabošana” apakšaktivitātes 1.2.1.1.2. „Profesionālajā izglītībā iesaistīto pedagogu kompetences paaugstināšana” Latvijas Universitātes realizētā projekta „Profesionālajā izglītībā iesaistīto vispārizglītojošo mācību priekšmetu pedagogu kompetences paaugstināšana” (Vienošanās Nr. 2009/0274/1DP/1.2.1.1.2/09/IPIA/VIAA/003, LU reģistrācijas Nr. ESS2009/88) īstenošanai.

Rīga, 2011

3.1. Saule

Saule kā zvaigzne. Saules aktivitāte, tās ietekme uz Zemi.

Apskati videomateriālā Saules mutuļojošo virsmu
(skaņai ir tikai ilustratīvs raksturs)

Saule kā zvaigzne

Saule ir zvaigzne - milzīga, kvēlojoša plazmas lode, kuras diametrs ir 1,4 miljoni kilometru. Tāir ļoti karsta - Saules virsmas temperatūra ir aptuveni 6000 grādu, bet tās centrā temperatūra pārsniedz desmit miljonus grādu. Šādā temperatūrā gāze ir jonizēta, tā atrodas plazmas stāvoklī. Atbilstoši augstajai temperatūrai, Saules iekšienē ir augsts gāzes spiediens. Gāzes spiediens tiecas Sauli izplest, taču Saule saglabā līdzsvaru, jo gravitācijas spēks savukārt tiecas Sauli saspiest. Saule sastāv no ūdeņraža, hēlija un citu ķīmisko elementu maisījuma.

Saule sastāv no vairākām zonām. Saules centrā atrodas kodolreakciju zona, tur notiek kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā un atbrīvojas milzīgs enerģijas daudzums, galvenokārt gamma starojuma veidā. Tālāk seko starojuma pārneses zona, kurā starojums tiek daudzkārt absorbēts un atkal izstarots. Starojuma enerģija pakāpeniski samazinās. Virzienā uz ārpusi samazinās arī temperatūra un spiediens. Gāze kļūst necaurspīdīgāka un nespēj pārvadīt visu no iekšienes nākošo enerģijas plūsmu, tādēļ virs starojuma pārneses zonas atrodas konvektīvā zona, kurā notiek Saules vielas sajaukšanās. Šeit karstā gāze ceļas augšup, izstarojot atdod enerģiju, tad atdziest un virzās atkal lejup.

Saules redzamo virsmu, no kuras nāk gaisma, siltums (infrasarkanais starojums) un ultravioletais starojums, sauc par fotosfēru. Fotosfēra ir plāns slānis, kas sastāv no gāzes mutuļiem - granulām. Dažviet fotosfērā redzami tumšāki apgabali – Saules plankumi, kuru temperatūra ir zemāka nekā apkārtējai Saules virsmai, aptuveni 4500 K. Plankumos ir spēcīgs magnētiskais lauks, kas kavē konvekciju, tāpēc no Saules iekšienes nākošā enerģijas plūsma samazinās un attiecīgais virsmas apgabals atdziest. Tipiska plankuma izmēri pārsniedz Zemes izmērus. Saules plankumu izskats dienu no dienas mainās.

Nākošais slānis ir hromosfēra, kuru veido retinātas gāzes. Hromosfēra plešas aptuveni 10 tūkstošu kilometru augstumā, tās augšdaļa sastāv no atsevišķiem karstas gāzes stabiem – spīkulām. Hromosfērā laiku pa laikam notiek Saules uzliesmojumi, kuros atbrīvojas liela enerģija. Uzliesmojums strauji attīstās dažu minūšu laikā un aptuveni pēc stundas nodziest. Tā enerģijas avots ir spēcīgais Saules magnētiskais lauks. Uzliesmojumā rodas intensīvs rentgenstarojums, ultravioletais starojums un radioviļņi. No uzliesmojuma rajona tiek izsviesta elementārdaļiņu plūsma – Saules kosmiskais starojums.

Saules ārējais slānis ir Saules vainags. Tas ir ļoti retināts un sastāv no lādētām daļiņām – joniem un elektroniem. Vainaga temperatūra saniedz 1,5 miljonus K. Tik augstu temperatūru vainagā uztur enerģija, kas nāk no Saules atmosfēras apakšējiem slāņiem. Saules vainagā novērojami relatīvi blīvi un auksti gāzu mākoņi - protuberances, kas veido lielus lokus. To formu nosaka Saules magnētiskā lauka struktūra. Protuberanču vidējā temperatūra ir 10 000 K. Saules vainaga ārējā daļa izplešas un izklīst apkārtējā kosmiskajā telpā, radot Saules vēju. Reizēm šis process ir ļoti straujš, tad notiek koronālais izvirdums, kurā starpplanētu telpā tiek izsviesti daudzi miljardi tonnu Saules vielas.


Saule
Saules uzbūve
Saules virsma ar plankumiem. Pavadoņa SOHO attēls
Saules uzbūve. 1 - kodolreakciju zona, 2 - starojuma pārneses zona, 3 - konvektīvā zona, 4 - fotosfēra, 5 - hromosfēra, 6 - Saules vainags, 7 - Saules plankums, 8 - granulas, 9 - protuberance. Vikipēdijas attēls

Par Sauli lasi vēl Vikipēdijā

Apskati animācijā Saules kodolreakciju ciklu

Apskati video rotējošo Sauli un izvirdumus uz tās

Saules aktivitāte

Uz Saules ir aktīvie apgabali, ko veido lielas plankumu grupas, hromosfēras spīkulas un protuberances. Aktīvajos apgabalos notiek Saules uzliesmojumi un koronālie izvirdumi. Šie mainīgie procesi kopā veido Saules aktivitāti. Saules aktivitāte ir periodisks process, viens Saules aktivitātes cikls ilgst vidēji 11 gadus. Tā cēlonis nav precīzi zināms, bet tas ir saistīts ar magnētiskām norisēm Saules konvektīvajā zonā un dažādu Saules slāņu atšķirīgo griešanās ātrumu. Notikumi uz Saules nedaudz ietekmē arī Zemi, jo Zemi sasniedz gan Saules starojums, gan daļiņu plūsmas. Īpaši spēcīgi Zemi ietekmē hromosfēras uzliesmojumi un koronālie izvirdumi. Rentgenstarojums un ultravioletais starojums, kas rodas uzliesmojumu laikā, izplatās ar gaismas ātrumu un sasniedz Zemi jau pēc 8 minūtēm. Tas rada papildu jonizāciju jonosfērā un izraisa spēcīgus īsviļņu radiosakaru traucējumus. Saules protonu plūsma ir bīstama kosmonautiem, jo, tāpat kā gamma starojums, bojā šūnas. Lādēto daļiņu radītās elektriskās izlādes var arī sabojāt pavadoņu elektroniskās iekārtas.

Koronālo izvirdumu un protuberanču izsviestās lādētās daļiņas kustas lēnāk un sasniedz Zemi pēc 1 - 2 dienām. Tās mijiedarbojas ar Zemes magnetosfēru un izraisa Zemes magnētiskā lauka izmaiņas. Rodas magnētiskās vētras (straujas magnētiskā lauka virziena un stipruma izmaiņas) un polārblāzmas. Polārblāzma rodas, kad joni un elektroni augstu atmosfērā lerosina skābekļa atomus un slāpekļa molekulas, kas pēc tam spīd ar zaļu vai sarkanu gaismu. Savukārt mainīgais magnētiskais lauks garās maiņstrāvas elektropārvades līnijās inducē līdzstrāvu, kas var sabojāt transformatorus. Magnētiskās vētras nedaudz ietekmē arī stresam pakļautu cilvēku veselību. Baloži un daži citi migrējošie dzīvnieki, kas orientēšanās vajadzībām izmanto iekšējo magnētisko “kompasu”, magnētisko vētru laikā zaudē orientēšanās spēju. Var secināt, ka Saules lādēto daļiņu izraisītie efekti vairāk ietekmē tehniskas sistēmas, īpaši tās, kas atrodas orbītā ap Zemi, un daudz mazāk – dzīvo dabu.

Saules iedarbība uz Zemi Ziemeļblāzma
Saules lādēto daļiņu iedarbība uz Zemes magnētisko lauku. Faktiskais attālums starp Sauli un Zemi ir daudz lielāks. Vikipēdijas zīmējums Polārblāzma. Vikipēdijas attēls

Par Saules aktivitāti lasi vēl projektā Astronomija tīklā

Apskati videoanimācijā, kā Saules lādētās daļiņas rada polārblāzmu uz Zemes

3.2. Zvaigžņu daudzveidība

Dažāda tipa zvaigžņu raksturojums. Milzu zvaigznes un pundurzvaigznes. Planētas pie citām zvaigznēm.

Šajā unikālajā videomateriālā izjūti milzīgās izmēru atšķirības zvaigžņu pasaulē!

Zvaigžņu raksturojums

Zvaigznes, tāpat kā Saule, ir lielas, spīdošas plazmas lodes, kuras satur kopā gravitācijas spēks. Tās var būt daudzkārt lielākas un arī mazākas par Sauli, karstākas un aukstākas, bet visas zvaigznes iespējams raksturot ar diviem galvenajiem raksturlielumiem - starjaudu un spektra klasi. Zvaigznes atšķiras pēc redzamā spožuma, taču tas nedod priekšstatu par patieso enerģijas daudzumu, ko zvaigzne ik sekundi izstaro kosmiskajā telpā - starjaudu. Zvaigzne, kas izstaro spēcīgi, bet atrodas tālu, var pie debess izskatīties mazāk spoža nekā tuva zvaigzne, kas staro pavisam vāji. Tāpēc pirmkārt jānosaka attālums līdz zvaigznei. Kad tas ir zināms, var aprēķināt zvaigznes starjaudu. Zvaigžņu starjauda ir ļoti atšķirīga. Ir zvaigznes, kas izstaro kosmosā simtiem tūkstošu reižu vairāk enerģijas, nekā Saule, bet citu zvaigžņu starjauda ir daudzkārt mazāka par Saules starjaudu. Zvaigžņu starjaudu parasti izsaka Saules starjaudas vienībās. Saules starjauda ir 3,9 · 1026 W. Zvaigžņu spektrus iegūst ar speciālu ierīci - spektrogrāfu, kuru pievieno teleskopam. Zvaigznes spektrā redzamas tumšas absorbcijas spektrāllīnijas, ko veido dažādi ķīmiskie elementi. Pamatojoties uz spektriem, zvaigznes iedala vairākās spektra klasēs: O, B, A, F, G, K, M, L, T. Sīkākam dalījumam izmanto apakšklases, kuras apzīmē ar cipariem. Saule, piemēram, ir dzeltena G2 spektra klases zvaigzne. Pēc spektra iespējams noteikt arī zvaigznes virsmas temperatūru, jo zvaigznes temperatūra ir saistīta ar tās krāsu. Temperatūrai palielinoties, zvaigžņu krāsa mainās no sarkanas uz oranžu, dzeltenu, baltu un pat zilganu. Zilganās zvaigznes ir viskarstākās, bet sarkanās zvaigznes ir visaukstākās.

Spektra klase
Temperatūra
Krāsa
O ≥ 33,000 K Zila
B 10,000–33,000 K Zilganbalta
A 7,500–10,000 K Balta
F 6,000–7,500 K Dzeltenbalta
G 5,200–6,000 K Dzeltena
K 3,700–5,200 K Oranža
M ≤ 3,700 K Sarkana

Spektri
Orions
Dažādu spektra klašu zvaigžņu spektri. Eiropas kosmiskās aģentūras attēls
Rīgels Oriona zvaigznājā ir karsta zvaigzne, bet Betelgeize - salīdzinoši auksta zvaigzne.

Par zvaigznēm lasi vēl projektā Astronomija tīklā un Vikipēdijā

Animācijā izveido "savas" zvaigznes spektru
. Izvēlies absorbcijas spektru, atzīmē visus ķīmiskos elementus, metālus un molekulas. Ar bultiņu izvēlies spektra klasi (spectral type) un aplūko iegūto spektru. Vēl iespējams mainīt zvaigznes starjaudu ( I - liela, III - vidēja, V - neliela).

Zvaigžņu tipi

Ja grafikā uz horizontālās ass atliek zvaigznes temperatūru, bet uz vertikālās ass - zvaigznes starjaudu, iegūst interesantu ainu. Zvaigznes grafikā nav izvietotas izklaidus, bet veido noteiktas grupas. Šis grafiks, ko sauc par Hercšprunga - Rasela diagrammu, astronomijā ir svarīgs, jo ataino zvaigznes dažādās attīstības stadijās. Slīpi pāri diagrammai stiepjas līnija, kuru veido agrīno attīstības stadiju zvaigznes un kuru centrā notiek ūdeņraža pārvēršanās hēlijā. Tās sauc par galvenās secības zvaigznēm un to ir visvairāk. Pēc starjaudas un temperatūras šīs zvaigznes iedala baltās zvaigznēs, dzeltenajos punduros un sarkanajos punduros. Diagrammas augšējā labajā daļā atrodas zvaigznes vēlās attīstības stadijās. Tām ir liela starjauda un liels diametrs, tāpēc tās sauc par milžiem un pārmilžiem. Ir dzeltenie un sarkanie milži, kā arī dažādas krāsas pārmilži. Pārsvarā tās ir lielas masas zvaigznes, kurās notiek par hēliju smagāku ķīmisko elementu veidošanās. Diagrammas kreisajā apakšējā daļā atrodas baltie punduri - nelielas masas zvaigznes, kurās kodolreakcijas ir apstājušās, un tās tikai izstaro atlikušo siltumu.
Kāds tad ir zvaigznes evolūcijas ceļš? Zvaigznes rodas gravitācijas spēka iedarbībā sapiežoties starpzvaigžņu gāzu un putekļu mākoņiem, kas galvenokārt sastāv no ūdeņraža un hēlija. Izveidojas protozvaigzne, kas pēc kāda laika pārtop par galvenās secības zvaigzni. Galvenās secības posms ir visilgākais un visstabilākais, šajā laikā zvaigznes centrālajā daļā ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Kad ūdenradis ir iztērēts, zvaigzne izplešas un kļūst par sarkano milzi vai pārmilzi. Šajā pārmaiņu posmā notiek jaunu ķīmisko elementu veidošanās. Zvaigznes evolūcija var noslēgties mierīgi, tad izveidojas baltais punduris, vai ar spēcīgu sprādzienu. Otro variantu aplūkosim nākamajā sadaļā.

H - R diagramma
Zvaigžņu izmēri
Hercšprunga - Rasela diagramma. Eiropas Dienvidu observatorijas attēls, I. Vilka tulkojums
Dažu zvaigžņu izmēru salīdzinājums. Vikipēdijas attēls, I. Vilka pārveidots

Par zvaigžņu tipiem lasi vēl projektā Astronomija tīklā un Vikipēdijā

Apskati Saules tipa zvaigznes evolūcijas stadijas animētajā Hercšprunga - Rasela diagrammā
Sākumā jānoklikšķina uz attēla, tad uz uzraksta, ka Tu saproti, ka zvaigznes nepārvietojas kosmosā līkločiem. Šādi grafikā tiek parādīta zvaigznes parametru - temperatūras un starjaudas maiņa. Animāciju virza uz priekšu pa soļiem, nospiežot >> pogu.
Otrā animācijā izpēti zvaigznes novietojumu Hercšprunga - Rasela diagrammā. Nospied pogas "parādīt starjaudas klases" (show luminosity classes) un "parādīt gan tuvākās gan spožākās zvaigznes" (both the nearest and brightest stars). Kreisajā pusē maini zvaigznes temperatūru un starjaudu un vēro, kā mainās zvaigznes novietojums diagrammā, tās krāsa un izmēri.




Neparastās zvaigznes

Lielas masas zvaigžņu evolūcija beidzas ar pārnovas sprādzienu, kurā kosmosā tiek izsviesta liela daļa zvaigznes vielas. No pārpalikuma izveidojas neitronu zvaigzne vai melnais caurums. Ja pēc pārnovas sprādziena atlikusī zvaigznes masa ir robežās no 1,4 līdz 2 – 3 Saules masām, izveidojas neitronu zvaigzne. Neitronu zvaigznes ir vismazākās un visblīvākās zvaigznes. To diametrs ir tikai 20 līdz 30 km, taču vidējais blīvums atbilst atoma kodola blīvumam - 1017 kg/m3. Viena neitronu zvaigznes vielas kubikcentimetra masa ir 100 miljoni tonnu! Arī neitronu zvaigžņu uzbūve ir neparasta. Zvaigznes centrālā daļa sastāv no neitroniem, un tai piemīt šķidruma īpašības. Zvaigznes ārējo daļu veido dzelzs atomu kodoli, kuriem ir cietvielas īpašības. Neitronu zvaigzni var ieraudzīt, ja tā darbojas kā pulsārs. Pulsārs ir rotējoša neitronu zvaigzne, kas izstaro radioviļņus un citu elektromagnētisko starojumu. Zvaigznei griežoties, stars periodiski pagriežas pret Zemi un ir redzams uzliesmojums - impulss. Starojuma cēlonis ir zvaigznes spēcīgais magnētiskais lauks.
Vēl neparastāki objekti ir melnie caurumi
, kas izveidojas, ja zvaigznes atlikuma masa pārsniedz 2 līdz 3 Saules masas. Melnais caurums ir telpas apgabals ap masīvu ķermeni, kura gravitācijas lauks ir tik spēcīgs, ka to nespēj atstāt ne materiāls ķermenis, ne starojums. Melnie caurumi ir ļoti mazi. To izmērus nosaka t.s. Svarcšilda rādiuss. Tas ir attālums no melnā cauruma centra, kurā otrais kosmiskais ātrums ir vienāds ar gaismas ātrumu. Ja kāds ķermenis, gaismas stars, puteklis vai kosmosa kuģis, atrodas ārpus Švarcšilda rādiusa, tad tas, attīstot pietiekami lielu ātrumu, var aizlidot projām no melnā cauruma. Ja ķermenis atrodas gravitācijas rādiusa iekšpusē, tas vairs nespēj atstāt melno caurumu un nonāk tā centrā. Melnais caurums pats par sevi nav novērojams, ja vien uz to nekrīt viela, kas atdod enerģiju starojuma veidā. Tāpēc melnos caurumus iespējams novērot tikai zvaigžņu dubultsistēmās, kur viela pārplūst no zvaigznes uz melno caurumu, kā arī daudzu galaktiku centros.

Pārnova
Pārnovas miglājs
Pārnovas uzliesmojums tālā galaktikā (zvaigzne attēla stūrī). Vikipēdijas attēls
1572. gadā uzliesmojušās pārnovas nosviestais apvalks. Vikipēdijas attēls
Pulsārs
Melnais caurums
Pulsāra shematisks attēlojums. Parādīta griešanās ass, magnētiskā lauka līnijas un starojuma kūļi. Vikipēdijas zīmējums Melnais caurums dubultsistēmā.Vikipēdijas zīmējums

Par zvaigžņu evolūciju lasi vēl projektā Astronomija tīklā

Apskati pulsāra animāciju
Videoanimācijā vēro, kā melnais caurums "aprij" zvaigzni