Miscarile din cadrul Galaxiei sunt tot atat de complexeca si structura ei.
Miscarea proprie a Soarelui antreneaza intreg sistemul nostru planetar si se desfasoara cu o viteza apreciata la 19,4 km/s, in directia pexului, situat in constelatia Hercule. Datorita acestei miscari, o serie de stele apropiate au o miscare aparenta spre punctul opus, denumit antiapex; aceste miscari aparente sunt, in mare, similare celor pe care le observam cand mergem cu masina pe o sosea; arborii de pe cele doua parti par sa fuga inapoi.
Bineinteles ca si alte stele au astfel de miscari proprii.
Mai important este insa faptul ca sistemul nostu solar, impreuna cu grupul local de stele, ia parte la o gigantica miscare de translatie in jurul nucleului galactic. Dealtfel, miscari de acest fel sunt caracteristice tuturor formatiilor Galaxiei.
Asemenea inelelor lui Saturn- daca este ingaduita aceasta comparatie intre un pitic si un gigant- Galaxia nu se roteste insa “dintr-o bucata”, ca un corp solid. Astrele si gruparile stelare aflate mai aproape de centru se rotesc mai repede, iar cele mai departate mai incet.
Soarele face un tur complet al Galaxiei intr-o periada ce a fost apreciata la 200-250 milioane de ani, cu o viteza de 220 km/s.
Giganticul tur descris de Soare se face pe o orbita eliptica de mica excentricitate, apropiata ca forma de un cerc. (Deci Soarele se roteste intr-adevar, asa cum credea Ptolomeu, in jurul unui centru, dar aceasta miscare nu are loc in cadrul sistemului planetar, ci in cadrul sistemului galactic si nu in jurul Pamantului, ci a nucleului Galaxiei.)
Un interes deosebit prezinta comportarea neobisnuita a unor stele la care s-au observat viteze extrem de mari, precum si orbite iesite din comun. Sunt stele cu o repartizare anumita pe bolta cereasca si care se deplaseaza in general paralel cu planul galactic. Se crede
in general ca este vorba de astri cu o orbita eliptica de o excentricitate foarte accentuata. Ar proveni fie, dupa o ipoteza, din zona centrala a Galaxiei, cand vitezele lor radiale sunt indreptate in sensul general al rotatiei galactice, fie, dimpotriva, ar proveni din regiunile marginase ale Galaxiei, cand vitezele lor radiale sunt indreptate in sensul invers rotatiei glactice.
La antipodul stelelor “rapide” exista si stele exceptional prin incetineala cu care se rotesc in jurul centrului Galaxiei, nedepasind- din motive inca nelamurite- 16-20 km/s.
Desigur ca determinarile vitezelor pe orbita si a perioadelor de translatie galactica sunt greu de stabilit si se prezinta inca nesigure, avnd in vedere departarile uriase la care se afla stelele. Dar chiar daca consideram pe deplin exacte datele apreciate pana acum, mai raman multe puncte neclare in ce priveste explicarea unor particularitati ale astrilor respectivi.
Miscarea de ansamblu a Galaxiei, alcatuita cum am vazut , din nenumarate miscari separate, o face sa se roteasca, dupa cate se pare, in jurul unei axe perpendiculare pe planul ei. O miscare care nu e nicidecum dezordonata, dar inegala, variata, dupa cum variate sunt vitezele si orbitele componentelor ei. Si, in afara miscarilor de revolutie din cadrul Galaxiei, obiectele care o compun au mai au si alte miscari, asa cum am vazut I exemplul
Soarelui. Dupa Menzel, Whipple si Vaucouleurs, o masa considerabila de hidrogen neutru se indeparteaza de nucleul galactic, apropiindu-se de sistemul nostru solar, cu o viteza de circa 50 km/s, o concluzie ce corespunde si tezei amintite anterioar, despre ejectarea de materie din nucleu.
Incheind aceste paragrafe consacrate catorva aspecte ale structurii si miscarilor Galaxiei, este necesar sa relevam un lucru important: studiul lor scoate in evidenta ca distributia astrilor si gruparilor astrale pe bolta cereasca se datoreaza atat distributiei lor reale in planul cosmic, cat si pzitiei punctului de observatie de unde privim ( care schimba in mare masura perspectiva). Cu toate acestea, atat dispunerea spatiala reala a stelelor, cat si pozitia Soarelui, au putut fi deduse, in ultima instanta, din distributia aparenta a astrilor pe bolta cereasca si in urma diferitelor tehnici de observatie pe baza carora au fost cercetati.
joi, 11 septembrie 2008
Referat Cometa Sfaramata
Când astronomii de la Universitatea din Hawaii si-au îndreptat telescopul de 2,2 m,de la Mauna Kea , spre cometa 57P/Du Toit-Neujmin-Delport, înnoptile dintre 17 şi 19 iulie a.c, au avut surpriza să constate că, în locul acesteia, camera a căpătat imaginea unui grup de 19 fragmente.
Fărămiţarea cometei, datorată desigur unor şocuri termice a căror origine nu se cunoaşte deocamdată, nu este însă decât ultima surpriză oferită de acest bulgăre de gheaţă răcitor prin spaţiul cosmic.
Descoperită în 1941, cometa nu a mai fost zărita în următorii 30 de ani, dispariţia fiind pusă pe seama pertubării perioadei sale orbitale, după trecerea ei de două ori (în 1954 şi 1966) prin preajma lui Jupiter. Redescoperita în 1970, 57P a putut fi observata, la intervale de circa 6,6 ani, până în iulie 2002, când s-a produs fragmentarea.
Fărămiţarea cometei, datorată desigur unor şocuri termice a căror origine nu se cunoaşte deocamdată, nu este însă decât ultima surpriză oferită de acest bulgăre de gheaţă răcitor prin spaţiul cosmic.
Descoperită în 1941, cometa nu a mai fost zărita în următorii 30 de ani, dispariţia fiind pusă pe seama pertubării perioadei sale orbitale, după trecerea ei de două ori (în 1954 şi 1966) prin preajma lui Jupiter. Redescoperita în 1970, 57P a putut fi observata, la intervale de circa 6,6 ani, până în iulie 2002, când s-a produs fragmentarea.
Referat Radioastronomia
Radioastronomia
Radioastronomia este o ramură a astronomiei . Ea studiază obiectele cereşti cu ajutorul radioundelor emise de acestea . Radioastronomia a luat fiinţă în 1931 când în urma cercetăriilor iniţale pentru originea diferitior paraziti radio a fost identificata radiaţia radio a Caii Lactee . În 1942 s-a descoperit radiaţia radio a Soarelui , iar în 1946 a fost descoperită prima radiosursă cerească .
Primii astronomi urmăreau cerul cu ochiul liber . În secolul al XVII-lea au fost inventate instrumentele optice : luneta şi telescopul . Primul care a folosit luneta pentru a observa cerul a fost italianul Galileo Galilei . Primul telescop a fost realizat în 1961 de Isaac Newton . Astăzi , cel mai frecvent aştrii nu sunt observaţi în mod direct .
Fotografierea stelelor este folosită de la sfarşitul secolului al XIX-lea . Faţă de ochi aceasta are un mare avantaj : o placă sau o peliculă fotografică acumulează puţin câte puţin lumină primită . După mai multe ore de expunere se pot fotografia aştrii mai putin luminoşi . Dar placa sau pelicula degajată nu înregistrează decât o foarte mică parte din lumină degajată . Acesta este motivul pentru care astăzi sunt preferate aparate electronice mult mai sensibile . Imaginea apare pe un ecran în apropierea unui telescop sau la mii de km de acesta .
Ochiul şi instrumentele optice sunt sensibile la lumină . Însă aştrii emit şi radiaţii invizibile : unde radio , infraroşii , ultraviolete , raze x , raze gama . Aştrii cei mai reci emit îndeosebi radiaţii infraroşii ; cei mai calzi sunt surse puternice de raze x şi ultraviolete . Undele radio sunt captate de la sol cu ajutorul radiotelescoapelor . Celelalte radiaţii sunt mai mult sau mai putin oprite de atmosferă .
În medie , 77% din energia radiaţiei electromagnetice solare interceptate de sisemul Pământ-atmosfera reprezinta energia radiaţiei reflectate la niveleul superior al atmosferei iar restul receptionată la suprafaţa Pământului . La Pământ ajung numai radiaţiile care nu sunt absorbite sau reflectate de atmosfera Pământului . Radiatiile care ajung pe Pământ se situează în domeniile de frecvenţă care constitiue “ferestrele atmosferei” .
Radiatiile electromagnetice cu lungimile de undă cuprinse între 300 şi 750 mm ( radiaţiile vizibile sau optice ) nu sunt absorbite în atmosferă şi ajung la suprafaţa Pământlui . Tot în acest domeniu pentru 2 , 3 , 5 , 10 şi 22 mm există încă 5 ferestre foarte înguste . Radiaţiile hertziene cu lungimea de undă cuprinsă între 1 cm şi 30 m constituie fereastra hertziană sau fereastra radio . Radiaţiile hertziene cu lungimea de undă mai mare de 30 m suferă reflexia pe ionosferă .
Cu excepia câtorva planete care au fost vizitate de sonde spaţiale , tot ceea ce ştim despre aştrii se datorează luminii şi celorlalte radiaţii emise de aştrii care ajung până la noi . Pentru aceasta astronomii au pus la punct instrumente specializate de studiere a luminii . Spectroscopul , de exemplu a permis studierea luminii emise de stele şi reflectate de planete . Când lumina trece printr-un spectroscop , se obţine o bandă în culorile curcubeului , strabatută de dungi strălucitoare numită spectrul corpului .
De asemenea asronomii folosesc spectrografe pentru a fotografia direct spectrele aţtrilor pe care îi ţin sub observaţie . Fotometrul permite măsrarea intensităţii luminii primite de la aştrii şi deducerea temperaturilor .
Luneta şi telescopul au în componenşa lor un tub în care se află un sistem optic numit obiectiv , care este orientat spre cer . Obiectivul este diferit pentru fiecare obiect în parte : cel al lunetei este format dintr-o lentilă de sticlă iar cel al telescopului este o oglindă în care se reflectă razele luminoase . Punând ochiul în spatele unui fel de lupă , ocularul , observăm direct imaginea obţinută . În plus o putem fotografia sau chiar înregistra şi analiza cu ajutorul aparatelor electronice .
Performanţele unui instrument astronomic depind de dimensiunile obiectivului : cu cât acesta este mai mare cu atat capteaza razele unor obiecte mai puţin luminoase ; în plus un obiectiv cu diametru mare înlesneşte separea unor puncte luminoase apropiate şi observarea mai multor detalii . Pentru aceasta astronomii folsesc telescoape dotate cu oglinzi imense . Acestea sunt instalate în locuri înalte cum este varful Mauna Kea , din Hawaii , aflat la o înalţime de peste 4000 m .
Undele radio sunt captate la sol cu ajutorul telescoapelor speciale nimite radiotelescoape . Oglinda acestora nu mai este o piesă optică ci o suprafaşă metalică de dimensiuni mult mai mari (în general cu un diametru intre 10 şi 25 m) . Intensitatea undelor radio este atât de slabă , încât este necesară amplificarea lor inainte de a fireceptate şi studiate . La fel ca în optică , instrumentele cele mai performante sunt cele care au cea mai mare suprfaţă de captare .
Desigur este imposibilă construirea unor radiotelescoape gigantice , cu dimensiuni de km pătraţi . Dar se pot obţine rezultate la fel de bune punând în funcţiune o serie de instrumente situate la distanţă . Este cazul telescoapelor VLA ( Very Large Array ) din Statele Unite , New Mexico . De asemenea se pot cupla mai multe antene cuplate la sute sau mii de km ; ele nu funcţionează toate în acelesi timp , dar înregistrează pe bandă semnalele pe care le-au captat şi le combină imediat . Aceasta este tehnica interferometriei cu bază foarte extinsă.
Cel mai important grup de radiaţii electromagnetice de origine extraterestră este acela al radiaţiilor termice provenite de la Soare provenite de la Soare .
Soarele emite radiaţii electromagnetice cel mai intens în domeniul vizibil . Aceasta radiaţie este emisă de fotosferă , strat cu o grosime de câteva sute de km ce delimitează globul solar . Temperatura ei este de 6000 grade Kelvin . În cromosfera solară au loc erupţii solare care eliberează o enormă cantitate de energie . Materia este proiectată în coroană şi particule de atomi accelerate până la viteze foarte mari sunt expulzate în spaţiul interplanetar . Aceste fenomene sunt însoţite de o emisie de raze x , de unde radio , şi , în cazul erupţiilor mai puternice de lumină vizibilă . Când ajung în apropierea Pământului şi cad în atmosfera în special deasupra regiunilor polare creează aurorele polare .
Deasemenea ele peturbă propagarea undelor radio în jurul globului . Uneori ele produc chiar defectarea reţelelor de distribuire a electricităţii . Undele radio emise de Soare au lungimi de undă care cresc cu înaltimea stratului emisiv . Astfel fotosfera emite lungimi milimetrice , cromosfera pe lungimi centimetrice iar coroana pe lungimi decametrice şi metrice . Coroana care are o temperatura de 1.000.000 grade Kelvin emite şi radiaţii X .
Alt grup de radiaţii electromagnetice de origne extraterestră este cel constituit din radiaţiile de sincrotron . Radiatia sincrotronă este emisă de electroni cu viteză apropiată de cea a luminii care descriu mişcări spirale în lungul liniilor de câmp ale unor câmpuri magnetice foarte intense , existente în unele formaţii stelare . Radiaţia sincrotronă a fost identificată prima oară în radiaţia optică şi radio a obiectului ceresc de strălucire slaba , numit nebuloasa Crab .
Electronii cu energii mari şi foarte mari care apar în formaţiile stelare şi care sunt frânaţi în câmpul nucleelor întâlnite în substanţa care compune galaxiile produc un alt tip de radiaţii numite radiaţii de frânare .
Progresul spectaculos al radioastronomiei se datorează radiotelescoapelor din ce în ce mai perfecţionate . Radiotelescopul receptează radiaţii cu lungimi de undă de la 1 mm până la 20 m . Are o antena cu sistem reflector care o almentează , un sistem radioreceptor şi un echipament de înregistrare . Unele dintre cele mai importante descoperiri astronomice din ulimul timp ( quasarii , pulsarii , moleculele interstelare ) se datorează radiotelescoapelor .
Quasarii
Din 1963 astronomii au identificat nişte obiecte care păreau a fi nucleul foarte luminos al unor galaxii active îndepărtate . Cum ele semănau cu nişte stele , iar primele care au fost descoperite emiteau numeroase unde radio , ele au fost numite quasari . Acest nume este o abreviere a expresiei englezesti “ quasi stellar astronomical radio sources ” ceea ce semnifică radiosurse astronomice cvasistelare . Astronomii au căutat motivul pentru care quasarii emit atâta energie . Se crede ca aceştia au în centrul lor o gaură neagră cu o masă de ordinul a milioane de ori mai mare decât cea a Soarelui .
Înainte de a fi înghiţit de gaura neagră , gazul din jur formează un turbion şi devine foarte cald . În consecinţă el emite o radiaţie foarte intensă care corespunde energiei fantastice degajate de quasari . Astronomii cred ca quasarii sunt cei mai îndepărtaţi aştrii care sunt cunoscuţi astăzi . Întradevăr razele spectrului lor sunt mereu puternic decalate spre rosu. Acest lucru ne face să credem ca ei sunt situaţi extrem de departe .
Ţinând cont de strălucirea lor aparentă deducem ca sunt de la 100 până la 1000 de ori mai strălucitori decat galaxiile , avand totodată un diametru de 100 de ori mai mic ! Datorită distanţei la care se presupune ca se află quasarii oferă informaţii despre trecutul Universului . Lumina lor a călătorit miliarde de ani în spaţiu înainte de a ajunge la noi ; ea ne vorbeste deci despre univers asa cum arata el acum miliarde de ani .
Pulsarii
O supragigantă roşie ( adică o stea cu diametru de 1000 de ori mai mare decat Soarele ) explodează dar nu este distrusă complet de explozie . Aceasta îi dezveleşte doar miezul care este format din fier . El suferă o compresie fantastică şi se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu un diametru de numai 20 km care cântareşte însă până la 500 milioane de tone pe centimetru cub .
Pentru a transforma Pământul intr-un astru cu o densitate asemănătoare , ar trebui , fără a-i modifica masa să îl reducem la un diametru de 30 m . În ceea ce a mai rămas din stea materia devine atât de comprimată încât , atomii sunt striviţi . Ea se reduce la un amestec de particule atomice numite neutroni . Stelele de neutroni sunt atât de mici şi de puţtin luminoase încât pot trece neobservate .
Cu toate acestea astronomii au identificat câteva , pulsarii fiindcă acestia emit radiaţii care ajung la noi sub forma unor impulusuri periodice . Pulsarii sunt deci stele de neutroni care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor axe emiţând un fascicul de unde radio sau alte radiaţii intr-o anumită direcţie . Acest fascicul baleiază în spatiu ca un girofar . Cand Pământul îl traversează poate fi observat . Apoi dispare şi poate fi observat di nou când steaua a făcut un tur complet , peste o fracţiune de secundă sau câteva secunde mai tarziu . Sute de stele neutronice au fost reperate în acest fel . Acestea se numesc pulsari ( din engleza pulsating stars ) fiindca radiaţiile lor ne parvin la intervale foarte regulate , ca şi cum aceste stele ar pulsa . Primii pulsari au fost descoperiţi în 1967 , la observatorul radioastronomic de la Cambridge
Radioastronomia este o ramură a astronomiei . Ea studiază obiectele cereşti cu ajutorul radioundelor emise de acestea . Radioastronomia a luat fiinţă în 1931 când în urma cercetăriilor iniţale pentru originea diferitior paraziti radio a fost identificata radiaţia radio a Caii Lactee . În 1942 s-a descoperit radiaţia radio a Soarelui , iar în 1946 a fost descoperită prima radiosursă cerească .
Primii astronomi urmăreau cerul cu ochiul liber . În secolul al XVII-lea au fost inventate instrumentele optice : luneta şi telescopul . Primul care a folosit luneta pentru a observa cerul a fost italianul Galileo Galilei . Primul telescop a fost realizat în 1961 de Isaac Newton . Astăzi , cel mai frecvent aştrii nu sunt observaţi în mod direct .
Fotografierea stelelor este folosită de la sfarşitul secolului al XIX-lea . Faţă de ochi aceasta are un mare avantaj : o placă sau o peliculă fotografică acumulează puţin câte puţin lumină primită . După mai multe ore de expunere se pot fotografia aştrii mai putin luminoşi . Dar placa sau pelicula degajată nu înregistrează decât o foarte mică parte din lumină degajată . Acesta este motivul pentru care astăzi sunt preferate aparate electronice mult mai sensibile . Imaginea apare pe un ecran în apropierea unui telescop sau la mii de km de acesta .
Ochiul şi instrumentele optice sunt sensibile la lumină . Însă aştrii emit şi radiaţii invizibile : unde radio , infraroşii , ultraviolete , raze x , raze gama . Aştrii cei mai reci emit îndeosebi radiaţii infraroşii ; cei mai calzi sunt surse puternice de raze x şi ultraviolete . Undele radio sunt captate de la sol cu ajutorul radiotelescoapelor . Celelalte radiaţii sunt mai mult sau mai putin oprite de atmosferă .
În medie , 77% din energia radiaţiei electromagnetice solare interceptate de sisemul Pământ-atmosfera reprezinta energia radiaţiei reflectate la niveleul superior al atmosferei iar restul receptionată la suprafaţa Pământului . La Pământ ajung numai radiaţiile care nu sunt absorbite sau reflectate de atmosfera Pământului . Radiatiile care ajung pe Pământ se situează în domeniile de frecvenţă care constitiue “ferestrele atmosferei” .
Radiatiile electromagnetice cu lungimile de undă cuprinse între 300 şi 750 mm ( radiaţiile vizibile sau optice ) nu sunt absorbite în atmosferă şi ajung la suprafaţa Pământlui . Tot în acest domeniu pentru 2 , 3 , 5 , 10 şi 22 mm există încă 5 ferestre foarte înguste . Radiaţiile hertziene cu lungimea de undă cuprinsă între 1 cm şi 30 m constituie fereastra hertziană sau fereastra radio . Radiaţiile hertziene cu lungimea de undă mai mare de 30 m suferă reflexia pe ionosferă .
Cu excepia câtorva planete care au fost vizitate de sonde spaţiale , tot ceea ce ştim despre aştrii se datorează luminii şi celorlalte radiaţii emise de aştrii care ajung până la noi . Pentru aceasta astronomii au pus la punct instrumente specializate de studiere a luminii . Spectroscopul , de exemplu a permis studierea luminii emise de stele şi reflectate de planete . Când lumina trece printr-un spectroscop , se obţine o bandă în culorile curcubeului , strabatută de dungi strălucitoare numită spectrul corpului .
De asemenea asronomii folosesc spectrografe pentru a fotografia direct spectrele aţtrilor pe care îi ţin sub observaţie . Fotometrul permite măsrarea intensităţii luminii primite de la aştrii şi deducerea temperaturilor .
Luneta şi telescopul au în componenşa lor un tub în care se află un sistem optic numit obiectiv , care este orientat spre cer . Obiectivul este diferit pentru fiecare obiect în parte : cel al lunetei este format dintr-o lentilă de sticlă iar cel al telescopului este o oglindă în care se reflectă razele luminoase . Punând ochiul în spatele unui fel de lupă , ocularul , observăm direct imaginea obţinută . În plus o putem fotografia sau chiar înregistra şi analiza cu ajutorul aparatelor electronice .
Performanţele unui instrument astronomic depind de dimensiunile obiectivului : cu cât acesta este mai mare cu atat capteaza razele unor obiecte mai puţin luminoase ; în plus un obiectiv cu diametru mare înlesneşte separea unor puncte luminoase apropiate şi observarea mai multor detalii . Pentru aceasta astronomii folsesc telescoape dotate cu oglinzi imense . Acestea sunt instalate în locuri înalte cum este varful Mauna Kea , din Hawaii , aflat la o înalţime de peste 4000 m .
Undele radio sunt captate la sol cu ajutorul telescoapelor speciale nimite radiotelescoape . Oglinda acestora nu mai este o piesă optică ci o suprafaşă metalică de dimensiuni mult mai mari (în general cu un diametru intre 10 şi 25 m) . Intensitatea undelor radio este atât de slabă , încât este necesară amplificarea lor inainte de a fireceptate şi studiate . La fel ca în optică , instrumentele cele mai performante sunt cele care au cea mai mare suprfaţă de captare .
Desigur este imposibilă construirea unor radiotelescoape gigantice , cu dimensiuni de km pătraţi . Dar se pot obţine rezultate la fel de bune punând în funcţiune o serie de instrumente situate la distanţă . Este cazul telescoapelor VLA ( Very Large Array ) din Statele Unite , New Mexico . De asemenea se pot cupla mai multe antene cuplate la sute sau mii de km ; ele nu funcţionează toate în acelesi timp , dar înregistrează pe bandă semnalele pe care le-au captat şi le combină imediat . Aceasta este tehnica interferometriei cu bază foarte extinsă.
Cel mai important grup de radiaţii electromagnetice de origine extraterestră este acela al radiaţiilor termice provenite de la Soare provenite de la Soare .
Soarele emite radiaţii electromagnetice cel mai intens în domeniul vizibil . Aceasta radiaţie este emisă de fotosferă , strat cu o grosime de câteva sute de km ce delimitează globul solar . Temperatura ei este de 6000 grade Kelvin . În cromosfera solară au loc erupţii solare care eliberează o enormă cantitate de energie . Materia este proiectată în coroană şi particule de atomi accelerate până la viteze foarte mari sunt expulzate în spaţiul interplanetar . Aceste fenomene sunt însoţite de o emisie de raze x , de unde radio , şi , în cazul erupţiilor mai puternice de lumină vizibilă . Când ajung în apropierea Pământului şi cad în atmosfera în special deasupra regiunilor polare creează aurorele polare .
Deasemenea ele peturbă propagarea undelor radio în jurul globului . Uneori ele produc chiar defectarea reţelelor de distribuire a electricităţii . Undele radio emise de Soare au lungimi de undă care cresc cu înaltimea stratului emisiv . Astfel fotosfera emite lungimi milimetrice , cromosfera pe lungimi centimetrice iar coroana pe lungimi decametrice şi metrice . Coroana care are o temperatura de 1.000.000 grade Kelvin emite şi radiaţii X .
Alt grup de radiaţii electromagnetice de origne extraterestră este cel constituit din radiaţiile de sincrotron . Radiatia sincrotronă este emisă de electroni cu viteză apropiată de cea a luminii care descriu mişcări spirale în lungul liniilor de câmp ale unor câmpuri magnetice foarte intense , existente în unele formaţii stelare . Radiaţia sincrotronă a fost identificată prima oară în radiaţia optică şi radio a obiectului ceresc de strălucire slaba , numit nebuloasa Crab .
Electronii cu energii mari şi foarte mari care apar în formaţiile stelare şi care sunt frânaţi în câmpul nucleelor întâlnite în substanţa care compune galaxiile produc un alt tip de radiaţii numite radiaţii de frânare .
Progresul spectaculos al radioastronomiei se datorează radiotelescoapelor din ce în ce mai perfecţionate . Radiotelescopul receptează radiaţii cu lungimi de undă de la 1 mm până la 20 m . Are o antena cu sistem reflector care o almentează , un sistem radioreceptor şi un echipament de înregistrare . Unele dintre cele mai importante descoperiri astronomice din ulimul timp ( quasarii , pulsarii , moleculele interstelare ) se datorează radiotelescoapelor .
Quasarii
Din 1963 astronomii au identificat nişte obiecte care păreau a fi nucleul foarte luminos al unor galaxii active îndepărtate . Cum ele semănau cu nişte stele , iar primele care au fost descoperite emiteau numeroase unde radio , ele au fost numite quasari . Acest nume este o abreviere a expresiei englezesti “ quasi stellar astronomical radio sources ” ceea ce semnifică radiosurse astronomice cvasistelare . Astronomii au căutat motivul pentru care quasarii emit atâta energie . Se crede ca aceştia au în centrul lor o gaură neagră cu o masă de ordinul a milioane de ori mai mare decât cea a Soarelui .
Înainte de a fi înghiţit de gaura neagră , gazul din jur formează un turbion şi devine foarte cald . În consecinţă el emite o radiaţie foarte intensă care corespunde energiei fantastice degajate de quasari . Astronomii cred ca quasarii sunt cei mai îndepărtaţi aştrii care sunt cunoscuţi astăzi . Întradevăr razele spectrului lor sunt mereu puternic decalate spre rosu. Acest lucru ne face să credem ca ei sunt situaţi extrem de departe .
Ţinând cont de strălucirea lor aparentă deducem ca sunt de la 100 până la 1000 de ori mai strălucitori decat galaxiile , avand totodată un diametru de 100 de ori mai mic ! Datorită distanţei la care se presupune ca se află quasarii oferă informaţii despre trecutul Universului . Lumina lor a călătorit miliarde de ani în spaţiu înainte de a ajunge la noi ; ea ne vorbeste deci despre univers asa cum arata el acum miliarde de ani .
Pulsarii
O supragigantă roşie ( adică o stea cu diametru de 1000 de ori mai mare decat Soarele ) explodează dar nu este distrusă complet de explozie . Aceasta îi dezveleşte doar miezul care este format din fier . El suferă o compresie fantastică şi se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu un diametru de numai 20 km care cântareşte însă până la 500 milioane de tone pe centimetru cub .
Pentru a transforma Pământul intr-un astru cu o densitate asemănătoare , ar trebui , fără a-i modifica masa să îl reducem la un diametru de 30 m . În ceea ce a mai rămas din stea materia devine atât de comprimată încât , atomii sunt striviţi . Ea se reduce la un amestec de particule atomice numite neutroni . Stelele de neutroni sunt atât de mici şi de puţtin luminoase încât pot trece neobservate .
Cu toate acestea astronomii au identificat câteva , pulsarii fiindcă acestia emit radiaţii care ajung la noi sub forma unor impulusuri periodice . Pulsarii sunt deci stele de neutroni care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor axe emiţând un fascicul de unde radio sau alte radiaţii intr-o anumită direcţie . Acest fascicul baleiază în spatiu ca un girofar . Cand Pământul îl traversează poate fi observat . Apoi dispare şi poate fi observat di nou când steaua a făcut un tur complet , peste o fracţiune de secundă sau câteva secunde mai tarziu . Sute de stele neutronice au fost reperate în acest fel . Acestea se numesc pulsari ( din engleza pulsating stars ) fiindca radiaţiile lor ne parvin la intervale foarte regulate , ca şi cum aceste stele ar pulsa . Primii pulsari au fost descoperiţi în 1967 , la observatorul radioastronomic de la Cambridge
Referat Miscarile Pamantului
Pământul, satelitul său natural Luna împreună cu toate planetele din Sistemul Solar se învârt în jurul celui mai mare astru din sistem – Soarele. Mişcarea de rotaţie a Pământului în jurul Soarelui se numeşte mişcare de revoluţie. Ea are loc pe o linie imaginară din spaţiu, de formă apropiată unui cerc, uşor turtit. Această drum prin spaţiu al Pământului se numeşte orbită.
Mişcările Pământului
Pământul, satelitul său natural Luna împreună cu toate planetele din Sistemul Solar se învârt în jurul celui mai mare astru din sistem – Soarele.
Mişcarea de rotaţie a Pământului în jurul Soarelui se numeşte mişcare de revoluţie. Ea are loc pe o linie imaginară din spaţiu, de formă apropiată unui cerc, uşor turtit.
Această drum prin spaţiu al Pământului se numeşte orbită. Orbita Pământului se numeşte elipsă şi semănă cu un ou.
Anul calendaristic este perioada de timp necesară Pământului pentru a parcurge drumul său complet în jurul Soarelui. Luna, care se învârte în jurul Pământului parcurge un drum complet în jurul acestuia in 27 de zile şi jumătate.
Pământul se roteşte în tot acest timp în jurul axei proprii, care uneşte polii săi. Mişcarea Pământului în jurul axei proprii se numeşte mişcare de rotaţie. O rotaţie completă a Pământului durează o zi, adică 24 de ore.
Luna se roteşte şi ea în jurul axei proprii, însă în 27 de zile şi jumătate. Astfel Luna arată mereu aceeaşi parte spre Pământ.
Oamenii s-au orientat din timpuri străvechi după Soare şi după Luna, pentru a măsura durate de timp. Dacă ceasurile zile le-au măsurat după mişcarea Soarelui, cu un băţ înfipt în pământ, zilele le-au numărat după fazele Lunii.
Astfel şi-au făcut primul calendar. În ţara noastră primul calendar descoperit a fost făcut de preoţii daci la Sarmizegetusa, unde mai dăinuie şi astăzi.
Modul în care măsurau timpul oamenii în antichitate.
Mişcările Pământului
Pământul, satelitul său natural Luna împreună cu toate planetele din Sistemul Solar se învârt în jurul celui mai mare astru din sistem – Soarele.
Mişcarea de rotaţie a Pământului în jurul Soarelui se numeşte mişcare de revoluţie. Ea are loc pe o linie imaginară din spaţiu, de formă apropiată unui cerc, uşor turtit.
Această drum prin spaţiu al Pământului se numeşte orbită. Orbita Pământului se numeşte elipsă şi semănă cu un ou.
Anul calendaristic este perioada de timp necesară Pământului pentru a parcurge drumul său complet în jurul Soarelui. Luna, care se învârte în jurul Pământului parcurge un drum complet în jurul acestuia in 27 de zile şi jumătate.
Pământul se roteşte în tot acest timp în jurul axei proprii, care uneşte polii săi. Mişcarea Pământului în jurul axei proprii se numeşte mişcare de rotaţie. O rotaţie completă a Pământului durează o zi, adică 24 de ore.
Luna se roteşte şi ea în jurul axei proprii, însă în 27 de zile şi jumătate. Astfel Luna arată mereu aceeaşi parte spre Pământ.
Oamenii s-au orientat din timpuri străvechi după Soare şi după Luna, pentru a măsura durate de timp. Dacă ceasurile zile le-au măsurat după mişcarea Soarelui, cu un băţ înfipt în pământ, zilele le-au numărat după fazele Lunii.
Astfel şi-au făcut primul calendar. În ţara noastră primul calendar descoperit a fost făcut de preoţii daci la Sarmizegetusa, unde mai dăinuie şi astăzi.
Modul în care măsurau timpul oamenii în antichitate.
Referat Nove si supernove
Stelele variabile, novele şi supernovele, constituie un capitol important al astrofizicii. Observarea lor a pus în evidenţă corelaţii importante între anumiţi parametri caracteristici ai acestor obiecte cosmice şi structura internă a Galaxiei, fapt care a condus la obţinerea unor rezultate preţioase cu privire la studiul sistemelor stelare – roiuri şi galaxii. De asemenea, analiza şi interpretarea variaţiilor anumitor parametri fizici conduc la dezlegarea unora dintre cele mai captivante probleme ale astrofizicii contemporane. Prezentarea celor mai imporatnte probleme privind stelele variabile, novele şi supernovele, presupune cunoaşterea principalelor noţiuni de astrofizică şi astronomie stelară.
Strălucirea stelelor este parametrul cel mai accesibil observaţiilor noastre, iar modul spectacular în care aceasta poate să varieze a condus pe astronomi la introducerea noţiunii de stea variabilă.
Novele reprezintă o categorie de stele variabile care se caracterizează printr-o creştere bruscă a luminozităţii şi, prin urmare, o creştere considerabilă a strălucirii corespunzătoare. În astfel de cazuri, luminozitatea creşte cu un factor de ordinul de mărime al sutelor de mii faţă de luminozitatea avută mai înainte, care era puţin variabilă sau chiar constantă.
Observaţiile arată că în timpul apariţiei fenomenului de novă, strălucirea stelei respective creşte cu aproximativ 12 sau 13 magnitudini stelare. Această creştere se produce în mod brusc, circa 2 zile, rămâne aproape constantă în faza de maxim (câteva zile) pentru a reveni apoi la strălucirea avută înainte de erupţie. Descreşterea strălucirii se produce mult mai lent decât creşterea ei; revenirea de la maxim spre minim se realizează în decursul câtorva săptămâni, luni sau chiar ani.
Fără a se cunoaşte cauzele care stau la baza fenomenului de novă pe baza datelor observaţionale ale acestora, ele au fost asemănate cu nişte explozii.
Astăzi se ştie că nu este vorba de o explozie a întregii stele, ci de o erupţie care se produce în straturile ei superficiale. În decursul unei erupţii o novă eliberează o energie de aproximativ 10 la puterea 36 – 10 la puterea 37 J.
Înainte şi după erupţie, novele sunt stele subpitice fierbinţi (pitice ultraviolete) care, în general sunt membre ale unor stele duble strânse. La maximul de strălucire nova are magnitudinea absolută cuprinsă între –6 şi –9, iar în timpul descreşterii strălucirii, în curba de lumină se pot observa diferite oscilaţii.
În general, fiecare novă are caracteristicile sale proprii, care marchează individualitatea stelei respective, totuşi în linii mari novele au trăsături specifice întregului grup de astfel de obiecte.
În timpul declinului, atât curba de lumină, cât şi spectrul corespunzător prezintă o complexitate considerabilă. Datele fotometrice, prin modificările indicilor de culoare, iar datele spectroscopice prin modificarea vitezelor radiale scot în evidenţă faptul că în momentul erupţiei unei nove se produce e ejecţie de masă din straturile superficiale şi nicidecum o exapnsiune a întregii stele. Stratul de materie ejectată se extinde repede şi se manifestă ca o fotosferă întinsă.
Urmărirea observaţională a novelor, pe un interval mai mare de timp, pune în evidenţă faptul că unele dintre aceste erupţii se repetă, adică există nove cu repetiţie. De altfel, se pare că dacă s-ar urmări activitatea unor astfel de obiecte pe un timp mai îndelungat, la toate sau aproape toate, fenomenul de erupţie se repetă.
Scurt istoric privind observarea novelor
Stelele nove erau considerate ca stele noi care “apar” brusc pe bolta cerească acolo unde înainte nu se vedea nici-o stea cu ochiul liber. În acest sens pot fi amintite mai multe obiecte de acest tip care au fost observate de-a lungul secolelor.
La 4 iulie 1054 a fost observată cu ochiul liber apariţia unei nove, adică a fost înregistrată explozia unei stele care pe bolta cerească era situată în apropierea stelei Tauri. Strălucirea acesteia a devenit mai mare decât aceea a planetei Venus şi a fost chiar mai mare decât strălucirea tuturor stelelor vizibile luate la un loc. Ea a fost înregistrată în cronicile chineze şi japoneze şi a fost numită “Steaua musafir”. Apoi, pe măsură ce treceau lunile, această stea a devenit din ce în ce mai slabă până când n-a mai fost vizibilă cu ochiul liber. În locul în care a avut loc explozia respectivă, astăzi se găseşte Nebuloasa Crab. Acest obiect face parte din clasa supernovelor.
Este foarte probabil că începutul studiului novelor coincide cu data de 11 noiembrie 1572, când Tycho Brahe a observat explozia unei stele în Constelaţia Cassiopeea. Această supernovă, a cărei strălucire în timpul exploziei a fost asemănătoare cu aceea a planetei Venus, a putut fi văzută în timpul zilei. După aproape trei luni ea a ajuns la magnitudinea 1, pentru ca în martie 1574 să devină invizibilă pentru ochiul liber.
Fenomenul observat de Tycho Brahe a produs un efect extraordinar asupra modului de gândire al oamenilor constituind unul din cele mai puternice argumente prin care se combătea ideea imuabilităţii sferei cereşti.
În constelaţia Lebăda (Cygnus) a fost observată o stea de magnitudine 3 care a explodat în anul 1600. Această “novă” a devenit de magnitudinea 5 în anul 1715 şi a rămas astfel, fiind cunoscută sub denumirea P Cygni, care este reprezentanta unei categorii de stele variabile cu înveliş în expansiune.
O altă supernovă a fost observată de Kepler (Steaua lui Kepler). Ea a explodat în anul 1604 în Constelaţia Ophiuchus şi a avut la maxim o strălucire asemănătoare cu aceea a lui Jupiter, pentru ca mai târziu, să devină invizibilă.
La început novele şi supernovele formau o singură categorie de obiecte cunoscute sub numele de stele noi. Mai târziu, datorită diferenţei de luminozitate în timpul maximei de strălucire, astronomii le-au clasificat în două grupe distincte: nove şi supernove.
O novă de magnitudine 3 a fost descoperită în anul 1669 în Constelaţia Vulpecula. Aceasta a avut un maxim secundar în anul 1671, iar în 1672 a devenit invizibilă.
Pe la începutul anului 1848, observaţiile de nove erau efectuate izolat şi cu totul întâmplător ; abia după acest an se întreprinde un plan în vederea cercetării sistematice a unor astfel de obiecte.
În anul 1860 au fost observate novele V 841 Ophiuchi şi T Scorpii, iar în 1876 este descoperită nova T Coronae Borealis, primul obiect de acest fel observat vizual şi spectroscopic.
În 1876 este observată nova Q Cygni. În 1885 se observă prima supernovă extragalactică S Andromedae, iar în 1891 se efectuează primele observaţii fotografice ale novei T Aurigae. În prima jumătate a secolului al XX-lea au fost observate cinci stele ale căror străluciri au crescut până la magnitudinea 1 sau mai mult.
O stea novă poate fi notată prin cuvântul “novă”, urmat de numele la cazul genitiv al constelaţiei în care a avut loc apariţia respectivă, după care se scrie anul în care s-a efectuat observaţia.
Printre novele descoperite în secolul nostru, un loc deosebit îl ocupă Nova Aquilae 1918, a cărei strălucire a crescut cu 13 magnitudini.
Nova Herculis 1934 care aparţine unei stele duble strânse în care componentele respective se eclipsează reciproc cu o perioadă de 4h şi 39 minute.
CLASIFICAREA NOVELOR
După modul de variaţie a strălucirii se pot deosebi următoarele tipuri de nove:
Nove ordinare, a căror strălucire creşte cu 12-13 magnitudini într-un interval de timp cu câteva ore sau chiar zile. Caracteristicile acestei clase de nove sunt asemănătoare cu cele ale novei tipice Nova Aquilae 1918. Această stea era cunoscută ca o stea ordinară de clasă spectrală A până în anul 1918, când strălucirea ei a crescut cu aproximativ 13 magnitudini. De pe o serie de fotografii efectuate timp de aproape zece ani, s-a pus în evidenţă existenţa unui strat care se îndepărta în toate direcţiile în raport cu steaua centrală.
Din măsurătorile efectuate pe aceste plăci s-a dedus că stratul respectiv se deplasează cu o secundă de arc pe an, iar luminozitatea stelei în timpul erupţiei a crescut de la +5 la –8 magnitudini. După ce a atins strălucirea maximă, luminozitatea novei a scăzut brusc de-a lungul unei curbe aproape exponenţiale.
Din datele înregistrate se constată că strălucirea unei nove ordinare descreşte destul de rapid în primele zile care urmează după faza maximă, pe urmă declinul este mult mai lent, iar după câţiva ani nova revine la strălucirea avută înainte de erupţie. În primele opt zile după maxim strălucirea stelei Nova Aquilae 1918 scade cu 3 magnitudini.
Faptul că în timpul erupţiei unei nove se produce o ejecţie “radială” de materie gazoasă se deduce nu numai din masurătorile efectuate pe placa fotografică, ci şi din variaţiile observate în spectrul corespunzător. Astfel, de exemplu, la Nova Aquilae 1918 s-a observat un înveliş verzui care înconjura steaua. În anul 1940 învelişul respectiv avea o expansiune radiala de două secunde de arc pe an.
Nove rapide si nove lente. Deşi curbele de lumină ale novelor sunt foarte asemănătoare in privinţa caracteristicilor generale, totuşi aceste obiecte se pot impărţi in două categorii : nove rapide şi nove lente, după cum este mai scurt sau mai lung intervalul de timp în care o novă trece printre prin toate fazele, de la prenovă până la postnovă. Novele rapide îşi modifică strălucirea într-un interval de timp de câteva luni sau cel mult câţiva ani.
Creşterea spre maxim are loc în câteva ore sau zile. După maxim, strălucirea scade lin şi abia după câteva zile ajunge la 3 magnitudini sub maxim, iar pe urmă descreşterea strălucirii poate fi însoţită şi de anumite fluctuaţii. Exemple de astfel de stele sunt: Nova Aquilae 1918 şi Nova Herculis 1934.
Novele lente îşi pot desfăşura faza de creştere a strălucirii mult mai încet, această fază putând să dureze câteva luni. Întreg tabloul de variaţie a strălucirii poate dura ani sau chiar secole. În general aceste nove sunt cu circa 1 sau 2 magnitudini mai puţin strălucitoare la maxim decât novele rapide. Curbele de lumină ale novelor lente prezintă o scădere a strălucirii care poate fi însoţită de mai multe fluctuaţii cu amplitudini de ordinul a 1 sau 2 magnitudini. Printre aceste stele amintim Nova Aquilae 1936 şi Nova RS Ophiuchi ale căror curbe de lumină au o serie de neregularităţi.
Strălucirea stelelor este parametrul cel mai accesibil observaţiilor noastre, iar modul spectacular în care aceasta poate să varieze a condus pe astronomi la introducerea noţiunii de stea variabilă.
Novele reprezintă o categorie de stele variabile care se caracterizează printr-o creştere bruscă a luminozităţii şi, prin urmare, o creştere considerabilă a strălucirii corespunzătoare. În astfel de cazuri, luminozitatea creşte cu un factor de ordinul de mărime al sutelor de mii faţă de luminozitatea avută mai înainte, care era puţin variabilă sau chiar constantă.
Observaţiile arată că în timpul apariţiei fenomenului de novă, strălucirea stelei respective creşte cu aproximativ 12 sau 13 magnitudini stelare. Această creştere se produce în mod brusc, circa 2 zile, rămâne aproape constantă în faza de maxim (câteva zile) pentru a reveni apoi la strălucirea avută înainte de erupţie. Descreşterea strălucirii se produce mult mai lent decât creşterea ei; revenirea de la maxim spre minim se realizează în decursul câtorva săptămâni, luni sau chiar ani.
Fără a se cunoaşte cauzele care stau la baza fenomenului de novă pe baza datelor observaţionale ale acestora, ele au fost asemănate cu nişte explozii.
Astăzi se ştie că nu este vorba de o explozie a întregii stele, ci de o erupţie care se produce în straturile ei superficiale. În decursul unei erupţii o novă eliberează o energie de aproximativ 10 la puterea 36 – 10 la puterea 37 J.
Înainte şi după erupţie, novele sunt stele subpitice fierbinţi (pitice ultraviolete) care, în general sunt membre ale unor stele duble strânse. La maximul de strălucire nova are magnitudinea absolută cuprinsă între –6 şi –9, iar în timpul descreşterii strălucirii, în curba de lumină se pot observa diferite oscilaţii.
În general, fiecare novă are caracteristicile sale proprii, care marchează individualitatea stelei respective, totuşi în linii mari novele au trăsături specifice întregului grup de astfel de obiecte.
În timpul declinului, atât curba de lumină, cât şi spectrul corespunzător prezintă o complexitate considerabilă. Datele fotometrice, prin modificările indicilor de culoare, iar datele spectroscopice prin modificarea vitezelor radiale scot în evidenţă faptul că în momentul erupţiei unei nove se produce e ejecţie de masă din straturile superficiale şi nicidecum o exapnsiune a întregii stele. Stratul de materie ejectată se extinde repede şi se manifestă ca o fotosferă întinsă.
Urmărirea observaţională a novelor, pe un interval mai mare de timp, pune în evidenţă faptul că unele dintre aceste erupţii se repetă, adică există nove cu repetiţie. De altfel, se pare că dacă s-ar urmări activitatea unor astfel de obiecte pe un timp mai îndelungat, la toate sau aproape toate, fenomenul de erupţie se repetă.
Scurt istoric privind observarea novelor
Stelele nove erau considerate ca stele noi care “apar” brusc pe bolta cerească acolo unde înainte nu se vedea nici-o stea cu ochiul liber. În acest sens pot fi amintite mai multe obiecte de acest tip care au fost observate de-a lungul secolelor.
La 4 iulie 1054 a fost observată cu ochiul liber apariţia unei nove, adică a fost înregistrată explozia unei stele care pe bolta cerească era situată în apropierea stelei Tauri. Strălucirea acesteia a devenit mai mare decât aceea a planetei Venus şi a fost chiar mai mare decât strălucirea tuturor stelelor vizibile luate la un loc. Ea a fost înregistrată în cronicile chineze şi japoneze şi a fost numită “Steaua musafir”. Apoi, pe măsură ce treceau lunile, această stea a devenit din ce în ce mai slabă până când n-a mai fost vizibilă cu ochiul liber. În locul în care a avut loc explozia respectivă, astăzi se găseşte Nebuloasa Crab. Acest obiect face parte din clasa supernovelor.
Este foarte probabil că începutul studiului novelor coincide cu data de 11 noiembrie 1572, când Tycho Brahe a observat explozia unei stele în Constelaţia Cassiopeea. Această supernovă, a cărei strălucire în timpul exploziei a fost asemănătoare cu aceea a planetei Venus, a putut fi văzută în timpul zilei. După aproape trei luni ea a ajuns la magnitudinea 1, pentru ca în martie 1574 să devină invizibilă pentru ochiul liber.
Fenomenul observat de Tycho Brahe a produs un efect extraordinar asupra modului de gândire al oamenilor constituind unul din cele mai puternice argumente prin care se combătea ideea imuabilităţii sferei cereşti.
În constelaţia Lebăda (Cygnus) a fost observată o stea de magnitudine 3 care a explodat în anul 1600. Această “novă” a devenit de magnitudinea 5 în anul 1715 şi a rămas astfel, fiind cunoscută sub denumirea P Cygni, care este reprezentanta unei categorii de stele variabile cu înveliş în expansiune.
O altă supernovă a fost observată de Kepler (Steaua lui Kepler). Ea a explodat în anul 1604 în Constelaţia Ophiuchus şi a avut la maxim o strălucire asemănătoare cu aceea a lui Jupiter, pentru ca mai târziu, să devină invizibilă.
La început novele şi supernovele formau o singură categorie de obiecte cunoscute sub numele de stele noi. Mai târziu, datorită diferenţei de luminozitate în timpul maximei de strălucire, astronomii le-au clasificat în două grupe distincte: nove şi supernove.
O novă de magnitudine 3 a fost descoperită în anul 1669 în Constelaţia Vulpecula. Aceasta a avut un maxim secundar în anul 1671, iar în 1672 a devenit invizibilă.
Pe la începutul anului 1848, observaţiile de nove erau efectuate izolat şi cu totul întâmplător ; abia după acest an se întreprinde un plan în vederea cercetării sistematice a unor astfel de obiecte.
În anul 1860 au fost observate novele V 841 Ophiuchi şi T Scorpii, iar în 1876 este descoperită nova T Coronae Borealis, primul obiect de acest fel observat vizual şi spectroscopic.
În 1876 este observată nova Q Cygni. În 1885 se observă prima supernovă extragalactică S Andromedae, iar în 1891 se efectuează primele observaţii fotografice ale novei T Aurigae. În prima jumătate a secolului al XX-lea au fost observate cinci stele ale căror străluciri au crescut până la magnitudinea 1 sau mai mult.
O stea novă poate fi notată prin cuvântul “novă”, urmat de numele la cazul genitiv al constelaţiei în care a avut loc apariţia respectivă, după care se scrie anul în care s-a efectuat observaţia.
Printre novele descoperite în secolul nostru, un loc deosebit îl ocupă Nova Aquilae 1918, a cărei strălucire a crescut cu 13 magnitudini.
Nova Herculis 1934 care aparţine unei stele duble strânse în care componentele respective se eclipsează reciproc cu o perioadă de 4h şi 39 minute.
CLASIFICAREA NOVELOR
După modul de variaţie a strălucirii se pot deosebi următoarele tipuri de nove:
Nove ordinare, a căror strălucire creşte cu 12-13 magnitudini într-un interval de timp cu câteva ore sau chiar zile. Caracteristicile acestei clase de nove sunt asemănătoare cu cele ale novei tipice Nova Aquilae 1918. Această stea era cunoscută ca o stea ordinară de clasă spectrală A până în anul 1918, când strălucirea ei a crescut cu aproximativ 13 magnitudini. De pe o serie de fotografii efectuate timp de aproape zece ani, s-a pus în evidenţă existenţa unui strat care se îndepărta în toate direcţiile în raport cu steaua centrală.
Din măsurătorile efectuate pe aceste plăci s-a dedus că stratul respectiv se deplasează cu o secundă de arc pe an, iar luminozitatea stelei în timpul erupţiei a crescut de la +5 la –8 magnitudini. După ce a atins strălucirea maximă, luminozitatea novei a scăzut brusc de-a lungul unei curbe aproape exponenţiale.
Din datele înregistrate se constată că strălucirea unei nove ordinare descreşte destul de rapid în primele zile care urmează după faza maximă, pe urmă declinul este mult mai lent, iar după câţiva ani nova revine la strălucirea avută înainte de erupţie. În primele opt zile după maxim strălucirea stelei Nova Aquilae 1918 scade cu 3 magnitudini.
Faptul că în timpul erupţiei unei nove se produce o ejecţie “radială” de materie gazoasă se deduce nu numai din masurătorile efectuate pe placa fotografică, ci şi din variaţiile observate în spectrul corespunzător. Astfel, de exemplu, la Nova Aquilae 1918 s-a observat un înveliş verzui care înconjura steaua. În anul 1940 învelişul respectiv avea o expansiune radiala de două secunde de arc pe an.
Nove rapide si nove lente. Deşi curbele de lumină ale novelor sunt foarte asemănătoare in privinţa caracteristicilor generale, totuşi aceste obiecte se pot impărţi in două categorii : nove rapide şi nove lente, după cum este mai scurt sau mai lung intervalul de timp în care o novă trece printre prin toate fazele, de la prenovă până la postnovă. Novele rapide îşi modifică strălucirea într-un interval de timp de câteva luni sau cel mult câţiva ani.
Creşterea spre maxim are loc în câteva ore sau zile. După maxim, strălucirea scade lin şi abia după câteva zile ajunge la 3 magnitudini sub maxim, iar pe urmă descreşterea strălucirii poate fi însoţită şi de anumite fluctuaţii. Exemple de astfel de stele sunt: Nova Aquilae 1918 şi Nova Herculis 1934.
Novele lente îşi pot desfăşura faza de creştere a strălucirii mult mai încet, această fază putând să dureze câteva luni. Întreg tabloul de variaţie a strălucirii poate dura ani sau chiar secole. În general aceste nove sunt cu circa 1 sau 2 magnitudini mai puţin strălucitoare la maxim decât novele rapide. Curbele de lumină ale novelor lente prezintă o scădere a strălucirii care poate fi însoţită de mai multe fluctuaţii cu amplitudini de ordinul a 1 sau 2 magnitudini. Printre aceste stele amintim Nova Aquilae 1936 şi Nova RS Ophiuchi ale căror curbe de lumină au o serie de neregularităţi.
Referat Paradoxul lui Olbers
Anumite fenomene studiate in profunzime dezvaluie peste tot in Univers prezenta unei materii imprastiate, greu de detectat, aparent neobservabila, ce poarta in general numele de „materie difuza”. Aspecte diferite, incepand cu absorbtia interstelara a luminii, demonstreaza pe deplin diferitele forme sub care se prezinta aceasta materie.
Faptul ca materia difuza exista in realitate, ca spatiile interplanetare, interstelare si cele intergalactice nu sunt vide, a trecut in multe randuri neobservat.
William Herschel, in cercetarile sale, a presupus ca lumina stelelor se atenueaza exact invers proportional cu patratul distantei. Cu alte cuvinte, el considera ca spatiul interstelar este perfect transparent, neexistand fenomenul de absorbtie luminoasa, sub nici o forma. In aceeasi perioada, in 1774, un cercetator cu mult mai putin cunoscut a ajuns pe cale teoretica sa banuiasca existenta fenomenului de absorbtie a luminii.
El considera ca spatiul este umplut cu un „fluid” capabil sa atenueze slab lumina. In lipsa unui mediu absorbant in spatiile interstelare, un rationament simplu il conducea pe Chaizot in cercetarile sale teoretice la o contradictie. Acest rationament a fost dezvoltat mai tarziu de catre W. Mathias Olbers (1758 – 1840) in celebrul sau paradox. Prin 1823, Olbers considera inevitabila existenta absorbtiei luminii, in baza rationamentului ce constituie paradoxul sau.
El a aratat ca daca in Universul infinit ar exista o infinitate de stele, uniform raspandite in el, atunci cerul ar trebui sa straluceasca orbitor, intocmai ca suprafata Soarelui. Presupunand – pentru simplificare – ca toate stelele au dimensiuni egale, Olbers a ajuns la concluzia ca suprafata tuturor stelelor vazute de pe Pamant este infinit mai mare decat suprafata sferei ceresti. Discurile stelelor se acopera unele pe altele si deci, ocupand intreaga sfera cereasca, acestea ar avea – in lipsa unui mediu absorbant – un aspect orbitor.
Acest paradox fotometric al lui Olbers, impreuna cu un alt paradox, cel gravitational, al lui H. Seeliger, ne obliga sa alegem in asa fel modelul universului, incat aceste doua contradictii sa nu se produca. Astfel a fost necesar sa se admita o considerabila absorbtie a luminii in spatiile interstelare.
Faptul ca materia difuza exista in realitate, ca spatiile interplanetare, interstelare si cele intergalactice nu sunt vide, a trecut in multe randuri neobservat.
William Herschel, in cercetarile sale, a presupus ca lumina stelelor se atenueaza exact invers proportional cu patratul distantei. Cu alte cuvinte, el considera ca spatiul interstelar este perfect transparent, neexistand fenomenul de absorbtie luminoasa, sub nici o forma. In aceeasi perioada, in 1774, un cercetator cu mult mai putin cunoscut a ajuns pe cale teoretica sa banuiasca existenta fenomenului de absorbtie a luminii.
El considera ca spatiul este umplut cu un „fluid” capabil sa atenueze slab lumina. In lipsa unui mediu absorbant in spatiile interstelare, un rationament simplu il conducea pe Chaizot in cercetarile sale teoretice la o contradictie. Acest rationament a fost dezvoltat mai tarziu de catre W. Mathias Olbers (1758 – 1840) in celebrul sau paradox. Prin 1823, Olbers considera inevitabila existenta absorbtiei luminii, in baza rationamentului ce constituie paradoxul sau.
El a aratat ca daca in Universul infinit ar exista o infinitate de stele, uniform raspandite in el, atunci cerul ar trebui sa straluceasca orbitor, intocmai ca suprafata Soarelui. Presupunand – pentru simplificare – ca toate stelele au dimensiuni egale, Olbers a ajuns la concluzia ca suprafata tuturor stelelor vazute de pe Pamant este infinit mai mare decat suprafata sferei ceresti. Discurile stelelor se acopera unele pe altele si deci, ocupand intreaga sfera cereasca, acestea ar avea – in lipsa unui mediu absorbant – un aspect orbitor.
Acest paradox fotometric al lui Olbers, impreuna cu un alt paradox, cel gravitational, al lui H. Seeliger, ne obliga sa alegem in asa fel modelul universului, incat aceste doua contradictii sa nu se produca. Astfel a fost necesar sa se admita o considerabila absorbtie a luminii in spatiile interstelare.
Referat Pamantul si Luna
Luna este cel mai apropiat corp ceresc fata de Pamant, situandu-se in medie la 385.000 km de acesta. Intr-o luna calendaristica Luna pare a-si modifica forma, de la cea de secera pana la cea de cerc plin si inapoi. Luna nu emite lumina si modificarile aparente de forma se datoreaza faptului ca in timpul rotirii in jurul Pamantului se poate observa doar partea iluminata de Soare. Modificarile succesive de forma ale Lunii se numesc faze, si ele se repeta la fiecare 29,5 zile. Avem cele mai multe informatii despre Luna in comparatie cu orice alt corp ceresc deoarece oamenii au pasit pe ea si au explorat-o. Acestia au fost astronautii de pe Apollo care au vizitat de sase ori Luna, intre iulie 1969 si decembrie 1972, in cea mai mare aventura realizata vreodata de umanitate.
O planeta dubla
In comparatie cu planeta-mama, Luna este un satelit mare. Diametrul acesteia, de 3.476 km, este mai mult de un sfert din diametrul Pamantului (12.756 km). Majoritatea satelitilor sistemului nostru solar sunt mici in comparatie cu planeta-mama. De exemplu, Ganymede, cel mai mare satelit al planetei Jupiter, este mai mic decat a 25-a parte a planetei.
Din aceasta cauza multi astronomi considera ca Pamantul si Luna ar trebui privite ca un sistem planetar dublu. Intr-adevar, Luna este la fel de mare cat jumatate din Pluto, cea mai indepartata planeta, si nu cu mult mai mica decat Mercur. Masa Lunii este ceva mai mica de 1:80 din masa Pamantului. Forta ei gravitationala este si ea mai mica, doar o sesime din cea a Pamantului. Cu toate acestea, forta gravitationala a Lunii afecteaza Pamantul. Aceasta atrage apele din mari si oceane, dand nastere fenomenului de maree. Fluxul apare atunci cand Luna este in ascensiune, fluxurile aparand pe ambele parti ale Pamantului.
Interiorul
Pamantul si Luna sunt asemanatoare ca structura. Ca si celelalte planete invecinate, Mercur, Venus sau Marte, sunt alcatuite din roca. Au o structura stratificata: un miez bogat in fier in interior, acoperit cu o manta semilichida de roca. La suprafata este o scoarta de roca solida mai usoara.
Scoarta selenara este mai densa decat cea a Pamantului, care sub suprafata oceanelor are o grosime de doar 10 km: mantaua Lunii pare sa fie rigida si compacta pe toata grosimea ei in vreme ce partea superioara a mantalei terestre este usor elastica, ceea ce inseamna ca poate curge. Curgand, duce cu ea crusta solida, proces numit deplasare a placilor tectonice.
Scoarta Pamantului nu se deplaseaza ca un tot, ea se divide in aproximativ 15 fragmente, sau placi, care se deplaseaza in directii diferite. Studierea tectonicii placilor este astazi unul dintre cele mai importante domenii ale geologiei.
Miscarile tectonice ale placilor dau nastere si altor fenomene. Cand o placa se loveste de cealalta, relieful se increteste si se inalta, formandu-se muntii. Acesti munti pot contine vulcani formati din roci topite izbucnite din zonele de slaba rezistenta ale scoartei. Acolo unde doua placi tectonice aluneca una pe langa alta, ele se intepenesc uneori pentru ca apoi sa se elibereze brusc. Aceasta transmite unde de soc care se propaga prin scoarta, detectate sub forma unor cutremure de pamant.
Modelarea reliefului
Daca suprafata Terrei a fost modelata in principal de miscarile placilor tectonice, acest lucru nu este valabil si in cazul Lunii. Principala forta care pare sa fi modelat suprafata Lunii este forta de impact cu care a fost asaltata de rocile cosmice. Aceste bombardamente au lasat suprafata selenara plina de cratere mai mici sau mai mari. Unele impacturi au topit scoarta originala, dand nastere la campii intinse de lava. Aceste campii mai tinere au mai putine cratere decat scoarta veche.
De pe Pamant se pot vedea cu ochiul liber campiile de lava si parti din vechea scoarta selenara. Campiile sunt zonele mai intunecate, in timp ce scoarta veche pare mai luminoasa. Campiile selenare sunt denumite mari, deoarece primii astronauti au crezut ca aceste intinderi ar putea fi oceane; de fapt, pe Luna nu exista apa.
Modelul de umbre si lumini vizibil pe suprafata Lunii ramane intotdeauna neschimbat deoarece putem vedea doar o singura parte a acesteia.
Aceasta deoarece Luna executa o asa-numita rotatie siderala: durata rotatiei in jurul propriei axe este aceeasi cu durata rotatiei in jurul Pamantului – 27 zile si o treime. Noaptea, Luna poate fi observata deplasandu-se pe cer nu din cauza propriei sale orbite in jurul Pamantului, ci din cauza ca Pamantul insusi de roteste.
Apa si aer
Pe Luna nu exista nici apa, nici aer, deoarece gravitatia Lunii nu este suficient de mare pentru a mentine o atmosfera gazoasa. Aceasta inseamna ca Luna nu este protejata de caldura dogoritoare a Soarelui din timpul „zilelor”, care dureaza doua saptamani, cand temperaturile la suprafata ating 120¬0 C. La fel, Luna nu este protejata nici de frigul din spatiul cosmic din timpul „noptilor” de doua saptamani, cand temperatura coboara pana la –1800 C.
Spre deosebire de Luna, care este extrem de uscata, Pamantul este foarte umed. Peste sapte zecimi din suprafata Pamantului este acoperita de apele oceanelor. Pamantul, fiind mult mai masiv, are o forta gravitationala suficienta pentru a mentine o atmosfera gazoasa. Atmosfera se comporta ca un invelis care distribuie caldura soarelui in timpul zilei si care impiedica disiparea acesteia in spatiu in timpul noptii. Astfel, temperatura de pe Pamant este mult mai uniforma decat pe Luna, cu variatii relativ mici intre zi si noapte.
Aerul din atmosfera Pamantului este un amestec de gaze, in cea mai mare parte azot (aproximativ 78%) si oxigen (21%). Prezenta oxigenului din atmosfera, impreuna cu apa abundenta de pe suprafata, face posibila existenta vietii pe Pamant, sub diverse forme. Pe Luna, lipsa aerului si a apei face imposibila dezvoltarea oricarei forme de viata.
Apa si aerul joaca un rol foarte important si in modelarea suprafetei terestre.
Acestea sunt principalele cauze ale eroziunii, indepartarea straturilor de roca de la suprafata, modificand permanent relieful. Curgerea apelor, miscarea neintrerupta a apelor oceanelor si marilor, efectul distructiv al ghetii, efectul devastator al vantului: acestia sunt agenti de eroziune puternici, care in timp pot transforma roca cea mai dura in praf.
O planeta dubla
In comparatie cu planeta-mama, Luna este un satelit mare. Diametrul acesteia, de 3.476 km, este mai mult de un sfert din diametrul Pamantului (12.756 km). Majoritatea satelitilor sistemului nostru solar sunt mici in comparatie cu planeta-mama. De exemplu, Ganymede, cel mai mare satelit al planetei Jupiter, este mai mic decat a 25-a parte a planetei.
Din aceasta cauza multi astronomi considera ca Pamantul si Luna ar trebui privite ca un sistem planetar dublu. Intr-adevar, Luna este la fel de mare cat jumatate din Pluto, cea mai indepartata planeta, si nu cu mult mai mica decat Mercur. Masa Lunii este ceva mai mica de 1:80 din masa Pamantului. Forta ei gravitationala este si ea mai mica, doar o sesime din cea a Pamantului. Cu toate acestea, forta gravitationala a Lunii afecteaza Pamantul. Aceasta atrage apele din mari si oceane, dand nastere fenomenului de maree. Fluxul apare atunci cand Luna este in ascensiune, fluxurile aparand pe ambele parti ale Pamantului.
Interiorul
Pamantul si Luna sunt asemanatoare ca structura. Ca si celelalte planete invecinate, Mercur, Venus sau Marte, sunt alcatuite din roca. Au o structura stratificata: un miez bogat in fier in interior, acoperit cu o manta semilichida de roca. La suprafata este o scoarta de roca solida mai usoara.
Scoarta selenara este mai densa decat cea a Pamantului, care sub suprafata oceanelor are o grosime de doar 10 km: mantaua Lunii pare sa fie rigida si compacta pe toata grosimea ei in vreme ce partea superioara a mantalei terestre este usor elastica, ceea ce inseamna ca poate curge. Curgand, duce cu ea crusta solida, proces numit deplasare a placilor tectonice.
Scoarta Pamantului nu se deplaseaza ca un tot, ea se divide in aproximativ 15 fragmente, sau placi, care se deplaseaza in directii diferite. Studierea tectonicii placilor este astazi unul dintre cele mai importante domenii ale geologiei.
Miscarile tectonice ale placilor dau nastere si altor fenomene. Cand o placa se loveste de cealalta, relieful se increteste si se inalta, formandu-se muntii. Acesti munti pot contine vulcani formati din roci topite izbucnite din zonele de slaba rezistenta ale scoartei. Acolo unde doua placi tectonice aluneca una pe langa alta, ele se intepenesc uneori pentru ca apoi sa se elibereze brusc. Aceasta transmite unde de soc care se propaga prin scoarta, detectate sub forma unor cutremure de pamant.
Modelarea reliefului
Daca suprafata Terrei a fost modelata in principal de miscarile placilor tectonice, acest lucru nu este valabil si in cazul Lunii. Principala forta care pare sa fi modelat suprafata Lunii este forta de impact cu care a fost asaltata de rocile cosmice. Aceste bombardamente au lasat suprafata selenara plina de cratere mai mici sau mai mari. Unele impacturi au topit scoarta originala, dand nastere la campii intinse de lava. Aceste campii mai tinere au mai putine cratere decat scoarta veche.
De pe Pamant se pot vedea cu ochiul liber campiile de lava si parti din vechea scoarta selenara. Campiile sunt zonele mai intunecate, in timp ce scoarta veche pare mai luminoasa. Campiile selenare sunt denumite mari, deoarece primii astronauti au crezut ca aceste intinderi ar putea fi oceane; de fapt, pe Luna nu exista apa.
Modelul de umbre si lumini vizibil pe suprafata Lunii ramane intotdeauna neschimbat deoarece putem vedea doar o singura parte a acesteia.
Aceasta deoarece Luna executa o asa-numita rotatie siderala: durata rotatiei in jurul propriei axe este aceeasi cu durata rotatiei in jurul Pamantului – 27 zile si o treime. Noaptea, Luna poate fi observata deplasandu-se pe cer nu din cauza propriei sale orbite in jurul Pamantului, ci din cauza ca Pamantul insusi de roteste.
Apa si aer
Pe Luna nu exista nici apa, nici aer, deoarece gravitatia Lunii nu este suficient de mare pentru a mentine o atmosfera gazoasa. Aceasta inseamna ca Luna nu este protejata de caldura dogoritoare a Soarelui din timpul „zilelor”, care dureaza doua saptamani, cand temperaturile la suprafata ating 120¬0 C. La fel, Luna nu este protejata nici de frigul din spatiul cosmic din timpul „noptilor” de doua saptamani, cand temperatura coboara pana la –1800 C.
Spre deosebire de Luna, care este extrem de uscata, Pamantul este foarte umed. Peste sapte zecimi din suprafata Pamantului este acoperita de apele oceanelor. Pamantul, fiind mult mai masiv, are o forta gravitationala suficienta pentru a mentine o atmosfera gazoasa. Atmosfera se comporta ca un invelis care distribuie caldura soarelui in timpul zilei si care impiedica disiparea acesteia in spatiu in timpul noptii. Astfel, temperatura de pe Pamant este mult mai uniforma decat pe Luna, cu variatii relativ mici intre zi si noapte.
Aerul din atmosfera Pamantului este un amestec de gaze, in cea mai mare parte azot (aproximativ 78%) si oxigen (21%). Prezenta oxigenului din atmosfera, impreuna cu apa abundenta de pe suprafata, face posibila existenta vietii pe Pamant, sub diverse forme. Pe Luna, lipsa aerului si a apei face imposibila dezvoltarea oricarei forme de viata.
Apa si aerul joaca un rol foarte important si in modelarea suprafetei terestre.
Acestea sunt principalele cauze ale eroziunii, indepartarea straturilor de roca de la suprafata, modificand permanent relieful. Curgerea apelor, miscarea neintrerupta a apelor oceanelor si marilor, efectul distructiv al ghetii, efectul devastator al vantului: acestia sunt agenti de eroziune puternici, care in timp pot transforma roca cea mai dura in praf.
Abonați-vă la:
Postări (Atom)
