visata

Visatos modeliai

Stacionari ir begalinė Visata. Nors kosmologijos elementų galima įžvelgti daugelio įžimiausių pasaulio mąstytojų pažiūrose, jos apžvalgą pradėsime nuo paties paprasčiausio, bet drauge ir sudėtingiausio Visatos modelio. Tai begalinė laike ir erdvėje, stacionari ir tolydinė Visata. Erdvė joje trimatė, euklidinė. Tokią Visatą – tolygiai užpildytą žvaigždėmis ir galaktikomis euklidinę erdvę – nesunku įsivaizduoti, nors begalybės suvokimas ir sukelia kai kurių sunkumų. Iš pirmo žvilgsnio šie sunkumai atrodė daugiau psichologinio, negu fizinio pobūdžio. nUodugnesnė analizė atskleidė tris tokias Visatos ypatybes, kurių nniekaip negalima buvo suderinti su stebejimų duomenimis. Tai stacionarios, begalinės Visatos paradoksai.

Olberso fotometrinis paradoksas. Nesudėtingi skaičiavimai verčia manyti, kad dangus naktį turėtų švytėti, kaip ištisinis Saulės diskas, nes begalinėje Visatoje žvilgsnis bet kuria kryptimi turėtų remtis į žvaigždės paviršių. Užsidangstymas dujų-dulkių debesims paradokso napanaikina, nes per baigtinį laiko tarpą tie debesys, įkaitę nuo kritančios į juos spindulių energijos, patys pradėtų švytėti.

Neimano gravitacinis paradoksas yra analogiškas savo prigimtimi fotometriniam paradoksui, tik čia sumuojasi begalybės žvaigždžių gravitacijos jėga. Bet kurioje erdvės dalyje jji turėtų formuoti neapibrėžtą begalinę traukos jėgą, kurios tikrumoje nėra.

Termodinaminis paradoksas. Jeigu Visatos egzistavimas praeityje yra begalinis, tada, taikant antrąjį termodinamikos dėsnį, gaunamas pats netikėčiausias sprendimas. Tokiu atveju ?iandien turėtų būti išnykusios visos žvaigždžių sistemos, subyrėjusios pačios žvaigždės, planetos it kkiti dangaus kūnai. Vadinasi, šiandieninis mūsų egzistavimas taptų “neįteisintu”.

Einteino ir Fridmano Visatos modeliai. Sekantis žinsnis kosmologijoje buvo Ein?teino priedas prie reliatyvumo teorijos – stacionarios ir baigtinės Visatos modelis. Visų pirma Ein?teinas atsisakė begalybės, o vietoj jos į savo lygtis įvedė Λ konstantą. ?ios konstantos fizikinė prasmė apytiksliai paaiškėja, išreiškus ją jėga, priešinga gravitacijos. Skirtumas tik tas, kad ?i jėga ne tiek veikia atskirus dangaus kūnus, kiek yra neatskiriama nuo materijos, Einšteino modelyje susidaro pusiausvyyra tarp gravitacines jėgos ir Λ jėgos. Tačiau tuomet erdvė nebetenka euklidinio plokštumo – trimatė erdvė įgyja teigiamą kreivumą ir sudaro uždarą trimatę sferą su kreivumo spinduliu.

Fridmano Visatos modelio variantų schema Einšteino trimatė erdvė yra bekraštė, kaip bekraštis yra dvimatis sferos paviršius, bet, panašiai kaip pastarasis, yra rriboto paviršiaus. Taigi tokia erdvė yra baigtinė pagal tūrį ir pagal joje esantį materijos kiekį. Uždaros trimatės bekraštės erdvės įsivaizduoti nesugebame, šį reiškinį galima apibūdinti tik matematiniais jos parametrų santykiais.

Nepriklausomai nuo gana realaus vidutinio materijos tankumo Visatoje, kurį prognazavo Einšteino Visatos modelis, jis neatitinka tikrovės, nes mus supanti Visata nėra stacionari. Jos savybės, laikui bėgant, keičiasi.

Stebejimai ir Visatos modeliai

1929m. stebėjimais buvo gautas pirmas fundamentalus argumentas, patvirtinantis Visatos plėtimosi hipotezę. Tai buvo jau anksčiau minėtas empirinis Hablo dėsnis υ = HR. ssavo laiku buvo bandoma paai?kinti raudonŕji galaktikų spektrų poslinkį fotonų sąveika su tarpgalaktine medžiaga; spontaniniu fotonų skilimu, atiduodant energiją neutrino-antineutrino porai ar tarpgalaktinei medžiagai; fotonų senėjimu. Tačiau nė vienas šių teiginių nebuvo iki galo pagrįstas, o dabar visa eilė naujų tiesioginių ir netiesioginių įrodymų byloja apie doplerinę raudonojo poslinkio kilmę ir Visatos plėtim?si. Tokiais įrodymais galima laikyti:

• empirinio Hablo dėsnio universalumą visai mus supančiai erdvei;

• raudonojo poslinkio sutapimŕ optiniame ir radijo spinduliavimo diapazonuose;

• Visatos amţiausderinimŕsi su seniausiu žvaigždžių amžiumi;

• reliktinį pinduliavim?.

Visatos amžius

Pastaruoju metu buvo įprasta manyti, kad Hablo konstanta lygi 75 km/s Mps. tačiau pastarieji amerikiečio Aleno Sendidţo darbai rodo, kad điŕ konstantŕ tenka sumaţinti iki 50,3 km/s Mps. kadangi gana daug astronomu palaikė Hablo konstantos suma?inimo tendencijŕ, o ir Sendidţo darbo tikslumas bei eksperimentinės medžiagos gausumas bylojo jo išvadų naudai, tolesniuose skaičiavimuose ir mes taikome Ho konstantos reikšmę.

Tačiau gana daug netiesioginių duomenų, o pati plėtimosi teorija byloja, kad Visatos plėtimasis nevyko pastoviu greičiu ir Hablo konstanta to plėtimosi metu taipogi keitėsi.

GALAKTIKA

Paukščių takas: Daugybės silpnų žvaigždžių, nematomų pavieniui, telkinys /balzgana juosta nakties danguje, matoma tamsiomis be Mėnulio naktimis. Rudens vakarais driekiasi per visą dangų iš šiaurės rytų pietvakarių link (maždaug sutampa su migruojančių paukščių skridimo kryptimi). Tai milžiniškos disko pavidalo žvaigždžių sistemos-Galaktikos-projekcija dangaus sferoje GGalaktiką sudaro šimtai milijardų žv., jų spiečių, tarpžvaigždinių dujų ir dulkių debesų-ūkų. Saulė su savo planetomis skrieja aplink Galaktikos centrą. Galaktikos žv. tankiausiai susispietusios disko formos erdvės dalyje (disko skersmuo ~100000 šm). Žv. tankis Galaktikoje nevienodas, o tarpžvaigždinėje erdvėje yra šviesą sugeriančių dulkelių debesų, todėl PT atrodo kaip šviesi juosta. PT siauriausias ir silpniausiai spindi žiemą ir pavasarį, o ryškiausias-vasarą ir rudenį. PT dangaus sferą dalija į dvi maždaug lygias dalis.

Galaktikos sandara: Galaktiką sudaro diskas ir jį supantis mažesnio tankio sferoidas. Šis truputi suplotas. Sferoido spindulys apie 80000 šm. Disko ir sferoido centrai sutampa.Disko ˛vaigždių tankis didėja artėjant prie Galaktikos centro. Centro link storėja ir diskas. Taip apie Galaktikos centr? susidaro centrinis žvaigždžių telkinys, spindulys apie 8000 šm. Jame žvaigždės susispietusois kelis kartus tankiau negu palei Saulę. Iš viso Galaktikoje yra apie 250 milijardų žv. Daugiausiai žv. yra diske. Galaktikos diską sudarančios žvaigždės ir ūkai skrieja aplink Galaktikos centrą apskritomis orbitomis. Saulės nuotoliu nuo Galaktikos centro greitis yra 220 mln.km/s, ji vieną kartą apskrieja aplink centrą per 230 mln. metų. Mūsų Galaktika yra spiralinė sistema. Jos diske didelės masės karštos žvaigždės ,supermilžinės ir dujų bei dulkių debesys išsidėstę spiralės formos vijomis. Galaktikos centro pusėje artimiausia yra Šaulio vija, o anticentro ppusėje – Persėjo vija. Galaktikos sferoidą iš visų pusių gaubia Galaktikos vainikas, kurio spindulys 700 000 žm.

Žvaigždžių spiečiai: Spiečiai – vienodos kilmės erdvinės žvaigždžių grupės, susietos gravitacijos lauku. Pagal erdvinį tankį jie skirstomi: padrikieji ir kamuoliniai. Padrikuosius sudaro 10 ir 100, o kamuolinius –1000 ir 100 tūkst. žvaigždžių. Padrikųjų skersmuo yra 10-50 šm. eilės, o kamuolinių 3-4 kartus didesnis. Padr. daugiausiai yra Galaktikos diske, o kamuol. – sferoide ir centriniame telkinyje. Padr. spiečių ir disko pavienių žvaigždžių beveik apskritos. Kamuol. spiečiai skrieja aplink Galaktikos centrą ištęstomis elipsinėmis orbitomis.

Tarpžvaigždinė med?iaga: Galaktikos disko plokštumoje yra tarpžvaigždinės dujos sudaro 99 ir dulkės 1 tarpžvaigždinės medž. masės. dalis šios medž tolygiai pasiskirstę diskeč o kitadalis telkiasi į didesnio ar mažesnio tankio debesis spiralinėse vijose. Duju ir Saulės paviršiaus cheminė sudėtis labai pana?i: 74 vandenilio, 24 helio, 2 sunkesniųjų elementų. Dulkes susideda išmetalų ir jų oksidų, Si junginių ir grafito. Kaikurias jų dengia ledo ar sušalusio amonniako sluoksnelis. Dulkės sugeria ir išsklaido už jų esančių žv. šviesą, todėl žv. šviesumas susilpnėja ir jos atrodo raudonesnės. Kai dulkių debesis labai tankus gali visai užstoti toliau esančių žv. ir emisinių ūkų šviesą ir atrodyti kaip dėmės PT-ko ar ūko fone. Jei greta dulkių debesies esanti žv. apšviečia

jo priekinę dalį, tai tamsus debesis virš šviesiu atspinžiu ūku.

Visata: Plija akimi lietuvoje matoma 1 galaktika-Andromedos ūkas (Didysis ir Mažasis Magelano debesys-plika akimi matomi pietų pusrotuly). Pagal išvaizdą galaktikos skirstomos į spiralines, elipsines, netaisyklingąsias, pekuliarines. Spiralinės (žymimos raide S) panašios į mūsų galaktiką. Pagal centrinio telkinio ir disko matmenų santykį spiralinės galaktikos skirstomos į Sa, Sb, Sc, Sd. Mūsų galaktika – Sb. Spiralinių galaktikų skersmuo 20.000-150.000 ?m. Elipsinės (žymim raide E) Žvaigždžių tankis didėja artėjant nuo pakraščių link centro Skersmuo &– 5.000-200.000 šm. Netaisyklingosios (žymimos I) be jokios simetrijos, a?ies arba centrinio telkinio Skersmuo – 5.000-30.000 šm. Pekuliarinės turi aktyvius branduolius, jose yra įv formos sprogiminių padarinių. Kvazarai – viena aktyvųjų galaktikos rūšių daugelis- l. tolimi visatos objektai nutolę per milijardus šv. Jie yra l. stipriai spinduliuojantys galaktikų branduoliai. Spinduliavimo negalim paaiškinti jokiu žinomu energijos šaltiniu, netgi termobranguolinėmis reakcijomis.

Galaktikų grupės ir spiečiai:apie 30 įvairaus dydžio ir įv. tipų galaktikų nutolusių nuo mūsų galaktikos per 6.5 mln. šv sudaro Vietinę galaktikų ggrupę. Galaktikų grupės, debesys ir pavienės galaktikos sudaro galaktikų spiečius (jie susideda iš 100ų ir 1000čių galaktikų).

Visatos plėtimasis: greitis tiesiog proporcingasnotoliui r Shy dėsnį nusako Hablo dėsnis: r=v/H; H=75km/s*Mpc. Kai galaktikos tolimo v<50.000km/s v=cz (c=3x108m/s; z=**/*0-raudonasis poslinkis) Visatos amţius – llaikas nuo visatos pletimosi pradžios. Visų tolimųjų galaktikų spektro linijos pasislinkusios į raudonąją spektro pusę (tai rodo, kad galaktikos tolstanuo mūsų dideliu v).

NEW: Reliatyvistinė astrofizika tiria kosminius reiškinius, susijusius su greičiais arimais šviesos greičiui. Visi galaktikų spiečiai ir paskiros galaktikos, visa, ka tik aprėpia danguje galingiausi pasaulioteleskopai, vadinama –Metagalaktika

Žvaigždžių judėjimas erdvėje: Saulės, skriejančios orbita aplink Galaktikos centrą, kaimyninės žvaidždės nuolat keičiasi. Kiekvienos žvaigždės judėjimo greitį Saulės atžvilgiu galima išskaidyti į 2 dedamasias: tangentinį (liestinį) ir radialinį (spindulinį) greičius. Tangentinis v apibūdina savąjį žvaigždės judėjimą(statmeną regėjimo spinduliui kryptimi). Dėl žvaigždžių savojo judėjimo kinta artimų Saulei žvaigždžių išsidėstymas danguje. Kuo tolimesnė žvaigždė, tuo mažesnis jos savasis judėjimas. Jei žinomas žvaigždės nuotolis, pagal savąjį jos judėjimą galima rasti tangentinį jos v: V1=4,74*r (V1-tangentinis vv (km/s), *- savasis judėjimas per metus r- žvaigždės nuotolis (paralaksas) Radialinis v apskaičiuojamas pagal spektro linijų poslinkį (dėl Doplerio efekto) Kai žvaigždė artėja prie stebėtojo linijos pasislenka į violetinių bangų pusę, kai tolsta- į raudonųjų bangų pusę. Poslinkio dydis su radialiniu v susijęs taip: [*-*0]/ *0=Vr/c (* – išmatuotas bangos ilgis, *0 – laboratorinis bangos ilgis c-žv. V). Kai žvaigždė tolsta, radialinis v>0, kai artėja v<0. Žinant žvaigždės tangentinį ir radialinį greičius, galime rasti erdvinį v Saulės atžvilgiu: v= vv² r+ v² t ir sin*= Vt/V.

Galaktikų susidarymas: Prieš didįjį sprogimą visata buvo singuliarios (ypatingos) būsenos ir be galo tanki. Elementariosios dalelės, elektromagnetinio spinduliavimo kvantai (fotonai), taip pat visi keturi mums žinomi laukai – gravitacijos, elektromagnetinis, stiprusis ir silpnasis – susidarė per pirmąsias sekundes po didžiojo sprogimo. Praėjus ½ miliono metų, spinduliavimas atsiskyrė nuo medžiagos. Išliko reliktinis spinduliavimas 1 mm ilgio radijo bangų diapazone. Po 250 mln metų dujos pradėjo telktis į progalaktinius gniužulus, o iš jų susiformavo pirmosios galaktikos. Vėliau, suskilus progalaktikoms, iš mažesnių gniužulų susidarė pirmosios žvaigždės ir jų spiečiai. Iš pradžių progalaktiniai dujų gniužulai buvo maždaug sferinės formos. Iš jų susiformavo elipsinės galaktikos bei spiralinių galaktikų sferoidai. Tų progalaktikų, kurios pradėjo tvarkingai suktis aplink savo ašį, dujinė medžiaga susiplojo ir sudarė sukimosi plokštumas – spiralinių galaktikų diskus. Progalaktikos, kurios lėtai sukosi apie savo ašį, liko elipsinėmis.

Ţvaigždžiu susidarymas: Susidaro iš dujų gniužulų, besitraukiančių ir tankėjančių dėl gravitacijos jėgos veikimo. Bet kuris dujų ir dulkių debesis negali būti vienalytis. Dėl atsitiktinio dujų masių judėjimo, jame atsiranda tankesnės vietos, kurių gravitacijos jėga ima traukti aplinkinę medžiagą. Taip susidaro įvairaus dydžio jos gniužulai (globulės). Globulėms toliau traukiantis, centrinė jų dalis įkaista ir ima skleisti infraraudonuosius spindulius, o jos pačios virsta prožvaigždėmis. KKai medžiagos tankis būna 1010 molekulių 1 cm3 ir daugiau, gniuţulas tampa neskaidrus spinduliavimui, temperatura ir slėgis jo centre ima greitai didėti, traukimasis sulėtėja. Tada gniužulas ima spinduliuoti regimąją šviesą (patampa žvaigžde). Masyviausios žvaigždės (50 M) traukiasi kelis mln. metų. Saulės masės žvaigždės – 20- 30 mln metų. Tos, kurių masė 0,1 M-kleis šimtus mln. metų.

Ţvaigždžiu evoliucija: Kuo žvaigždės masė didesnė, tuo jos centre temperatūra didesnė ir greičiau dega vandenilis. Masyviausios O spektrinės klasės žvaigždės pagrindinėje sekoje būna tik apie 1 mln metų, saulės tipo žvaigždės – 10 mlrd metų, o M spektrinės klasės nykštykės – 100 mlrd metų. Kai žvaigždės, kurios masė tokia pat kaip saulės, centre vandenilis baigia degti, susidaro helio širdis. Dėl gravitacijos ji ima trauktis, jos temperatūra – kilti. Besiveržiant iš gelmių energija plečia virš šerdies esančius sluoksnius. Žvaigždė ima sparčiai didėti, stiprėja šviesis, mažėja paviršiaus temperatūra. Per kelias dešimtis ar šimtus mln metų ji virsta raudonąją milžine. Horizontaliojoje sekoje žvaigţde turi du branduolinės energijos šaltinius – centre dega helis, sferiniame sluoksnyje aplink helio šerdį – vandenilis virsta heliu. Kai helis žvaigždės centre baigiasi, ji palieka horiontaliąją seką ir asimptotine seka vėl artėja prie raudonųjų milžinų sekos. Tuo metu ji turi 2 energijos šaltinius. Gilesniame sluoksnyje ddega helis, aukštesniame vandenilis virsta heliu. Abu šie sluoksniai artėja prie paviršiaus. Pagaliau išoriniai sluoksniai neatlaiko energijos srauto, atitrūksta nuo žvaigždės ir burbulo ar žiedo pavidalu išsisklaido. Iš jų susidaro planetiškasis ūkas. Užgesus branduolinėms reakcijoms, žvaigždė susitraukia iki žemės dydžio ir virsta labai tankia baltąją nykštuke.

Planetų sistemos susidarymas: Saulę supusio žiedo vidurinėje dalyje per kelis mln metų susidarė šimtai dulkių sankaupų, vadinamų planetesimalėmis. Jos madaug 10 – 100 km dydžio. Planetesimalės suartėdavo ir veikiamos gravitacijos susidurdavo bei susiliedavo į didesnius kūnus proplanetas. Šis procesėlis truko apie 100 mln metų. Kometoidai susidarė saulę supusio disko išoriniame pakraštyje iš ledinių ir silikatinių medžiagų. Po to susiformavusių didžiųjų planetų gravitacijos laukas pakeitė jų orbitas ir nubloškė jas toli nuo saulės. Saulės sistemos planetos susiformavo kartu su saule prieš 4,7 mlrd metų iš to paties prožvaigždinio dujų ir dulkių gniužulo, kurio liekanos sudarė proplanetinį diską. Žemės grupės planetos ir asteroidai susidarė iš metalų, jų oksidų ir silikatų, nes disko viduryje, kur svyravo aukšta temperatūra, ledinės dalelės sublimavo. Didžiosios planetos susiformavo toli nuo saulės iš ledinių ir apledėjusių dulkių. Didžiųjų planetų atmosferų sudėtis nuo pat susidarymo išliko iki šiol nepakitusi. Žemės grupės planetų pradinės atmosferos neišliko. Jų dabartinė cheminė sudėtis susidarė dėl vėlesnių sudėtingų fiinių

ir cheminių procesų. Daugelis planetų palydovų ir jų žiedai susiformavo kartu su planetomis iš proplanetinių dujų ir dulkių gniužulų. Dalis palydovų yra buvę asteroidai, vėliau pagrobti planetų gravitacijos lauko.

Gyvybė visatoje: Svarbiausios sąlygos gyvybei atsirasti: žvaigždės cheminė sudėtis turi būti panaši į saulės; svarbu, kad žvaigždė užimtų vietą pagrindinėje sekoje. Žvaigždė turi būti pakankamai sena; reikia, kad šalia žvaigždės būtų planeta arba planetos gyvybės zonoje (nei per karšta, nei per šalta); planeta turi būti vidutinės masės; planetos orbita aplink centrinę žvaigždę tturi būti artima apskritimui. Dauguma tyrinėtojų linkę manyti, kad galaktikoje yra nuo 100 000 iki 10 mln civilizacijų. Pirmu atveju artimiausia žemei civilizacija turi būti maždaug už 500 šm, o antru – už 100 šm.

Antropinis principas: Teigia, kad fizinės sąlygos visatoje nuo pat jos atsiradimo buvo tokios, kad maximaliai padėtų atsirasti gyvybei ir išsirutulioti protingoms būtybėms.

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

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

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

Žvaigždžių nuotoliai ir paralaksai: žvaigždžių nuotoliams matuoti vartojami šie ilgio vienetai: šviesmetis(šm) ir parsekas(pc). Šviesmetis tai kelias, kurį šviesa per metus nusklinda 300000 km/s greičiu. Parsekas tai nuotolis iiš kurio žemės orbitos didysis pusais matomas 1 kampu.

Rykiai: žvaigždės absoliutiniu ryškiu M vadinamas jos regimasis ryškis, kurį ji turėtų ,jei būtų nuskriejusi nuo žemės 10 pc atstumu. Absoliutinis ryškis apibūdina žvaigždės spinduliavimo galią. Stipriausiai spinduliuojančių žvaigždžių absoliutinis ryškis siekia ­8, o silpnai spinduliuojančių +20.žvaigždės spindesys, išreikštas Saulės spindesio vienetais, vadinamas žvaigždės šviesiu.

Herčsprungo ir Raselo diagrama: Pagal padėtį Hercšprungo ir Raselo diagramoje žvaigždės skirstomos į pagrindinės sekos žvaigždes (5 šviesio klasė), submilžines (4 klasė), milžines(3 klasė), šviesiąsias milžines (2 klasė),ir ssupermilžines (1 klasė). Dalis žvaigždžių sudaro subnykštukių ir baltųjų nykštukių sekas.

Fotometrija ir spalvos rodiklai: žvaigždžių spindesio matavimas vadinamas fotometrija. Ji skirstoma į vizualiąją, fotografinę, fotoelektrinę. Fotometrija pagrįsta žvaigždžių, kurių ryškius reikia nustatyti, spindesio palyginimu su žinomo spindesio žvaigždėmis. Tos pačios žvaigždės spindesys, išmatuotas įvairiose spektro srityse , yra nevienodas. žvaigždės ryškių dvejuose spektro ruožuose skirtumas vadinamas spalvos rodikliu. Spektro ruožų rinkinys, vartojamas žvaigždžių fotometrijai, vadinamas fotometrine sistema.

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

Žvaigždžių masė: Žvaigždzių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį keplerio dėsnį, tik reikia žinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą. Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigdždių masė lygi 50M, o vėsiausių – 0.1M, supermilžinių – nuo 10M iki 50M.

Žvaigždžių dydis ir tankis: Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apsakičiuoti remiantis stefano or bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų sskersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosios nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

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

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

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

Saulės aktyvumas: Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reikšiniai, susiję su jos aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešęėlio. Dažniausiai jos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiai šviesūs dariniai – žibintai, o virš jų, chromosferoje, – flokulai, protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyje matomos į vainiką besiverženčios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka keletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes, amgnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvuniją, augmeniją, žmones.

Naudota literatūra:

A.Juodka, G.Kakaras “Astrofizika” 1987m.