Wybierz obiekt aby przejść do jego opisu:
Bolid jest bardzo jasnym meteorem o jasności większej niż -4 mag (magnitudo - jednostka używana do określania wizualnej lub absolutnej jasności obiektów na niebie), czyli jaśniejszy od Wenus, która w maksimum blasku ma około -4 mag. Zjawiska bolidu są soć rzadkie, a powstają, gdy przez atmosferę przechodzi obiekt większy od meteorytu. Kiedy taki obiekt wpada w atmosferę Ziemi przy bardzo dużej prędkości osiągającej kilkadziesiąt km/s, rozgrzewa się do temperatury kilku tysięcy stopni. Powoduje to świecenie bolida, a jeśli jest on dość duży, słychać detonację fali uderzeniowej wytworzonej w trakcie jego przelotu przez atmosferę. Bolid zwykle nie ulega całkowitemu spaleniu, dlatego zdarza się, że jego części spadają na Ziemię w postaci meteorytu. Bolidy czasami towarzyszą bardzo aktywnym rojom meteorów. Ślad po bolidzie jest zwykle widoczny przez kilka minut po przelocie meteoroidu dlatego można ujrzeć rozmazany obłok.
w górę ↑
CEFEIDYCefeidy należą do typu gwiazd zmiennych, na podstawie których w latach dwudziestych naszego stulecia Edwin Hubble zmierzył odległość do kilku mgławic i dowiódł, że nie leżą one w obrębie naszej Galaktyki. Dokonał tego ze względu na właściwości tych obiektów. Cefeidy charakteryzują się okresowymi zmianami ilości emitowanego światła. Ilość ta rośnie i maleje w tempie zależnym od jasności absolutnej cefeidy. Dlatego też przy pomiarach tych zmian można wyznaczyć jasność absolutną różnych obiektów. Cefeidy są jednymi z nielicznych obiektów astronomicznych, których odległości potrafimy wyznaczyć z dość dużą dokładnością.
w górę ↑
Gwiazdy to ciała niebieskie, które świecą własnym światłem pochodzącym z przemian jądrowych zachodzących w ich wnętrzu. Gwiazdy powstają w galaktykach, a Słońce należy do mniejszych gwiazd naszej Galaktyki - Drogi Mlecznej. Gwiazdy mają różną jasność, wyrażaną tzw. wielkością gwiazdową. Im ta wielkość jest niższa, tym gwiazda jest jaśniejsza. Najsłabsze gwiazdy widoczne nieuzbrojonym okiem mają wartość 6, bardzo jasne - 0. Niektóre są tak jasne, że mają ujemną wielkość gwiazdową. Gwiazdy charakteryzuje się poprzez ich typ widmowy i jasność absolutną (tzw. diagram Hertzsprunga - Russella). Populacje gwiazd to dwie grupy gwiazd wydzielone ze względu na ich właściwości fizyczne, które wiążą się z wiekiem gwiazd oraz ich pochodzeniem. Do populacji I zalicza się większość gwiazd leżących na tzw. ciągu głównym diagramu Hertzsprunga - Russella. Gwiazdy I populacji powstały po uformowaniu się Galaktyki z materii międzygwiazdowej, zawierającej wodór oraz dużo pierwiastków cięższych. Do populacji II zalicza się gwiazdy leżące nad ciągiem głównym diagramu Hertzsprunga - Russella (czerwone olbrzymy, nadolbrzymy). Czasem znajdują się wśród nich także gwiazdy I populacji oraz podkarły. Każdą z tych klas dzieli się ze względu na temperaturę fotosfery na błękitne, białe, żółte, czerwone itp. Gwiazdy emitują do przestrzeni promieniowanie elektromagnetyczne, korpuskularna oraz grawitacyjne. Wokół niektórych gwiazd tworzą się systemy planetarne, takie jak nasz Układ Słoneczny. Przyszłość gwiazd ciągu głównego zależy od ich masy.
w górę ↑
Gwiazda dziwna lub gwiazda kwarkowa jest to hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazdy kwarkowe są hipotetycznymi bardzo zwartymi obiektami stanowiącymi stan pośredni pomiędzy czarną dziurą a gwiazdą neutronową.
w górę ↑
Gwiazdy magnetyczne to karły typów widmowych B, A i F mające silne pola magnetyczne o indukcji rzędu 0,1 tesli i większej; w ich atmosferach występują duże - w stosunku do Słońca - nadwyżki niektórych pierwiastków ciężkich; wykazują zmiany obserwowanych charakterystyk z okresem rotacji; wśród najchłodniejszych gwiazd magnetycznych wykryto regularne zmiany blasku o małej (rzędu 1% lub mniej) amplitudzie i krótkich (ok. 10 min) okresach, będące przypuszczalnie wynikiem pulsacji nieradialnych.
w górę ↑
Gwiazda neutronowa to późne stadium ewolucji gwiazdy, pozostałość po eksplozji supernowej. Gwiazdy neutronowe często emitują silne promieniowanie radiowe i właśnie podczas obserwacji fal radiowych zostały odkryte przez astronomów. W 1967 roku Jocelyn Bell i Anthony Hewish zaobserwowali pierwszy tego typu obiekt. Zarejestrowali oni regularne impulsy radiowe dochodzące z jednego z gwiazdozbiorów. Początkowo myśleli, że to nieznana cywilizacja pozaziemska przesyła nam informacje. Gwiazda neutronowa powstaje w przypadku wybuchu supernowej, kiedy to nadolbrzym w mgnieniu oka rozpada się całkowicie. Z pierwotnej masy pozostaje tylko skurczone jądro, będące niezwykle gęstym obiektem, nazywanym gwiazdą neutronową. Nazywa się tak, ponieważ w większości składa się z neutronów powstałych na skutek połączenia się elektronów i protonów. Na skutek częściowego zapadnięcia grawitacyjnego gwiazda neutronowa przy masie rzędu kilku mas Słońca ma średnicę od 10 do 100 km. Gęstość materii w gwieździe neutronowej jest porównywalna z gęstością jądra atomowego (przekracza 1012 g/cm3). Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchnię przekracza 1012 m/s2. Gwiazda neutronowa zachowuje cały moment pędu pierwotnej gwiazdy, co powoduje jej bardzo szybką rotację. Posiada też silne pole magnetyczne. Obie te cechy powodują, że gwiazda neutronowa obserwowana jest jako pulsar.
w górę ↑
Układy złożone z dwóch gwiazd krążących dookoła wspólnego środka masy. Okiem nieuzbrojonym dostrzegane zwykle jako gwiazdy pojedyncze. Zależnie od sposobów wykrywania i metod obserwacji wyróżnia się: gwiazdy podwójne wizualne - układy, których oba składniki można dostrzec bezpośrednio przez teleskop. Gwiazdy podwójne spektroskopowe - układy, w których obserwuje się okresowe przesunięcia linii absorpcyjnych (linia widmowa) w widmie gwiazdy. W wypadku gdy da się wyznaczyć przebieg zmiany prędkości radialnych dla obu składników, można obliczyć stosunek ich mas. Gwiazdy podwójne spektroskopowe są układami gwiazd położonych tak blisko siebie, że przy pomocy prostych przyrządów optycznych nie można ich dostrzec oddzielnie. Gwiazdy podwójne zaćmieniowe - układy, których płaszczyzna orbity składników tworzy mały kąt z kierunkiem ku obserwatorowi (składniki mogą się wzajemnie zasłaniać). Oprócz układów złożonych z dwóch gwiazd istnieją układy wielokrotne, zawierające trzy i więcej składników. Szczególną grupę gwiazd podwójnych tworzą tzw. ciasne układy gwiazd podwójnych tzn. układy, w których odległość między składnikami jest porównywalna ze średnicami składników. Oddziaływania w tych układach są szczególnie silne tak, że mogą doprowadzić do znacznego odkształcenia gwiazd układu od symetrii sferycznej. Wskutek możliwości przekazywania energii i momentu pędu między ruchem orbitalnym i obrotowym składników, a także możliwości przepływu masy między gwiazdami, mogą w takich układach występować stosunkowo szybkie zmiany elementów orbity, co w układach zaćmieniowych będzie się uwidaczniać jako zmiany okresów zaćmień i zmiany kształtu krzywej blasku. Ewolucja gwiazd w ciasnych układach gwiazd podwójnych przebiega odmiennie niż u gwiazd pojedynczych. Gwiazda bardziej masywna wcześniej kończy etap życia na ciągu głównym i przechodząc w obszar olbrzymów na diagramie Hertzsprunga-Russella, zwiększa swe rozmiary. W tym okresie oddziaływania grawitacyjne drugiego składnika mogą doprowadzić do przepływu części masy z warstw zewnętrznych gwiazdy masywniejszej na ten składnik. Wskutek tego gwiazda pierwotnie masywniejsza, po takim przepływie materii, może stać się mniej masywnym składnikiem układu. Materia wypływająca z gwiazdy bardziej zaawansowanej ewolucyjnie może spaść na drugi składnik, bądź poruszać się w obrębie układu, tworząc np. pierścień wokół drugiego składnika, lub wylecieć poza układ. Pierwszą gwiazdę podwójną Mizar, odkrył przez lunetę ok. 1650 G.B. Riccioli. Gwiazdy podwójne są zjawiskiem dość powszechnie występującym. Do odległości 5 parseków od Słońca około połowa gwiazd należy do układów podwójnych lub wielokrotnych. Badania gwiazd podwójnych mają duże znaczenie dla poznania budowy i ewolucji gwiazd.
w górę ↑
Gwiazdy Wolfa - Rayeta to gwiazdy zaliczane do gwiazd o bardzo dużych temperaturach powierzchniowych (ok. 60 - 100 tys. K) i jasnościach absolutnych (-4 mag do -8 mag). Powstają one wskutek odrzucenia otoczki jądra olbrzymów, które przekształcają się w małe, bardzo gorące gwiazdy. W wyniku stopniowego ochładzania się i wygasania reakcji jądrowych zmieniają się one ostatecznie w białe karły. Nazwa tych gwiazd wzięła się od nazwisk odkrywców: C. Wolf i G. Rayet.
w górę ↑
Gwiazdy zmienne to takie gwiazdy, które bardziej lub mniej regularnie zmieniają swoją jasność. Gwiazdy na tym etapie ewolucji przesuwają się na diagramie Hertzsprunga - Russela pomiędzy obszarem gwiazd olbrzymów i ciągiem głównym. Gwiazdy zmienne, w zależności od przyczyn ich zmienności, dzielą się na:
- gwiazdy fizycznie zmienne - zmieniają się fizycznie. Dzielą się na:
- gwiazdy pulsujące - zmieniają się w takt postępujących po sobie ekspansji i kontrakcji. Do gwiazd zmiennych pulsujących zaliczamy gwiazdy typów: cefeidy I typu, cefeidy II typu, RV Tauri, RR Lyrae, β Cephei, δ Scuti, α Canum Venaticorum, zmienne długookresowe, zmienne półregularne i zmienne nieregularne.
- gwiazdy wybuchowe - zmieniają swoją objętość w sposób nagły, wskutek wybuchu i rozszerzania się otoczki gazowej. Do gwiazd zmiennych wybuchowych zaliczamy gwiazdy typów: supernowe, nowe, nowe powrotne, nowopodobne, R. Coronae Borealis, RW Aurigae T Tauri, karłowate nowe, Z Camelopardalis, UV Ceti.
- gwiazdy zaćmieniowe - przyczyną ich zmienności są wzajemne zakrycia w układach podwójnych gwiazd. W wyniku zakryć obserwujemy zmiany ich blasku. Wielkość i kształt krzywej zmian jasności tego typu gwiazd zależy od kształtu, wzajemnego stosunku rozmiarów gwiazd i od jasności składników podwójnego układu gwiazd. Zależy on także od charakteru orbity jednego składnika względem drugiego. Do gwiazd zmiennych zaćmieniowych zaliczamy gwiazdy typów: Algol, β Lyrae, W Ursae Maioris, zmienne eliptyczne.
w górę ↑
Komety to drobne ciała niebieskie, w Układzie Słonecznym obiegające Słońce po orbitach eliptycznych lub bardzo zbliżonych do paraboli. Centralną częścią komety jest kilkukilometrowe jądro, w skład którego wchodzą: woda, tlenek i dwutlenek węgla bądź metanu. Gdy kometa zbliża się do Słońca, promieniowanie słoneczne zaczyna uwalniać z jądra komety gazy i cząstki pyłu, w wyniku czego zachodzi proces sublimacji - proces, podczas którego ciało stałe zamienia się w gaz, bez przechodzenia przez fazę ciekłą, przekształca lód bezpośrednio w mgłę. Pod wpływem ciepła jądro zaczyna pękać i uwalniane są strugi pyłu, które wraz z gazami doskonale odbijają światło słoneczne.
Układ Słoneczny jest otoczony przez Chmurę Oorta - wiązkę komet. Promień obłoku ocenia się na 10 - 100 tysięcy jednostek astronomicznych. Łącznikiem między obłokiem Oorta a wewnętrznym Układem Słonecznym jest pas Kuipera. Jest to rejon poza orbitą Neptuna w odległości 30 do 100 AU od Słońca, zawierający wiele małych, lodowych ciał.
Kometa Hyakutake została odkryta przez japońskiego astronoma Yuji Hyakutake. Znajdowała się ona wtedy za orbitą Marsa. Wkrótce okazało się, że pod koniec marca przeleci w odległości około 15 milionów km od Ziemi. Dzięki promieniom słonecznym lodowate jądro brudnej kuli śniegu przemieniło się w cudowne zjawisko, z której szczelin tryska para wodna, pyły oraz gazy. Ogromna chmura gazu osłania jądro, a para wodna tworzy ogon o wyjątkowej długości. Ogon komety to smuga zbudowana z pyłu i gazu, umiejscowiona w kierunku przeciwnym do Słońca. Ciśnienie światła słonecznego odpycha pyły, a wiatr słoneczny gaz.
W Starożytności pojawienie się komety na niebie budziło strach i grozę. Kometa Halleya w ciągu godziny wyzwala około 50 tysięcy ton gazów i pyłów. W ciągu dwóch tysiącleci udokumentowano 30 powrotów komety Halleya. Ciało to zostało nazwane na cześć Edmonda Halleya. W lutym 1986 po raz pierwszy uczeni mogli przeprowadzić dokładne pomiary i wykonać z bliska zdjęcia jądra komety. Odkryto, że lód wodny stanowi aż 80% materii jądra. Najbardziej niezwykłych zdjęć dostarczyła sonda Europejskiej Agencji Kosmicznej - Giotto. Wydostający się z jądra komety pył uderzał w sondę i obrócił ją tak, że została zerwana łączność z Ziemią. Zdjęcie jądra, które Giotto zdążył zrobić, umożliwiło naukowcom odtworzenie kształtu orzechowatego jądra tej komety i ustalił, że gdy wzrasta temperatura, dwie główne szczeliny jądra wydalają pył i gaz, a każdy jej obrót trwa 2 dni.
Kometa Wirtanena została odkryta w 1948 roku. Rosetta osiągnie kometę Wirtanena w końcu listopada 2011 roku. Rozpoczną się wtedy długotrwałe i skomplikowane manewry prowadzące do uczynienia tej sondy satelitą komety. W sierpniu 2012 roku nastąpi próba osadzenia lądownika. Ruchoma część pojazdu zbada strukturę jądra i zasady działania komety. Część przeznaczona do lądowania dotrze na powierzchnię komety i umieści na niej przyrząd, którego zadaniem będzie poszukiwanie związków organicznych. Zakończenie misji przewidziane jest w lipcu 2013 roku.
w górę ↑
Naturalny satelita (księżyc) to ciało niebieskie pochodzenia naturalnego, obiegające planetę. Księżyce planetarne powstają zazwyczaj z chmur gazowo-pyłowych, otaczających formującą się planetę. Księżyce, leżące bliżej planety, powstają w cieplejszych warunkach, wskutek czego są bardziej skaliste. Molekuły wody występują obficiej w zewnętrznych rejonach chmury, gdzie stają się jako lód znaczącym składnikiem masy powstających tam księżyców.
w górę ↑
Kwazagi przypominają jasnością absolutną kwazary, jednak mają one bardzo silne źródła radiopromieniowania. Pierwszego kwazaga odkrył Allan R. Sandage w 1965 roku. Niektórzy astronomowie są zdania, że kwazagi są kolejnym etapem ewolucyjnym kwazarów. Kwazagi znajdują się daleko od Drogi Mlecznej. Powstały one, gdy wyczerpało się źródło ich promieniowania radiowego.
w górę ↑
Kwazary to odległe, podobne do gwiazd źródła bardzo silnego promieniowania elektromagnetycznego. Zostały one odkryte w 1963 roku przez holenderskiego astronoma, Maartena Schmidta. Olbrzymia jasność absolutna kwazarów sprawia, że są one widoczne nawet z bardzo dużych odległości. Prędkości, z jakimi się od nas oddalają, to 9/10 prędkości światła. Natężenie ich promieniowania zmienia się z okresem od 100 dni do kilku lat i jest związane z silnymi wybuchami, powtarzającymi się zwykle raz na kilkadziesiąt lat. Szybkie zmiany promieniowania świadczą o niewielkich rozmiarach źródła energii kwazarów - od kilku godzin świetlnych do miesiąca świetlnego. Kwazary są średnio 100 razy silniejszym źródłem promieniowania niż największe galaktyki. Jądra kwazarów są otoczone gęstymi chmurami o niewielkich rozmiarach i masie równej masie Słońca. Silne promieniowanie nadfioletowe jonizuje gaz w obłokach, który swoją niebieską barwą przyczynia się do ogólnej typowej niebieskiej barwy kwazarów. Kwazary zwykle znajdują się na peryferiach obserwowanego przez nas Wszechświata. Istnieje teoria, że kwazary są zwartymi jądrami młodych galaktyk w początkowym stadium formowania. W tym modelu olbrzymi strumień energii powstaje w wyniku opadania materii na supermasywną czarną dziurę, znajdującą się w środku jądra kwazara. Gdy gaz przemieszcza się w kierunku czarnej dziury, wypromieniowywana jest nadwyżka energii grawitacyjnej.
w górę ↑
Lacertydy są gwiazdopodobnymi obiektami pozagalaktycznymi o promieniowaniu nierentgenowskim, które charakteryzują się szybką zmianą natężenia i polaryzacji promieniowania widzialnego i radiowego. Są one także silnym źródłem promieniowania podczerwonego. Różnią się one od kwazarów nieznacznym natężeniem linii widmowych. Przedstawicielem lacertyd jest obiekt BL Lacertae o średnicy 7 dni świetlnych, który znajduje się w gwiazdozbiorze Jaszczurki. Lacertydy uważane są za rodzaj aktywnych jąder galaktyk.
w górę ↑
Meteoroidy należą do najmniejszych obiektów w Układzie Słonecznym a są nimi małe planetoidy lub stara komety. Gdy meteoroid wedrze się w ziemską atmosferę, staje się meteorem, a meteor, który dotarł na powierzchnię naszej planety to meteoryt. W atmosferze ziemskiej pył kosmiczny, poruszający się z dużą prędkością, spala się. Niektóre fragmenty meteorów są na tyle duże, że mogą nie spłonąć w atmosferze i spadają na powierzchnię Ziemi. Pochodzą one z planetoid, Księżyca, Marsa oraz komet. Badanie meteorytów dostarcza ważnych informacji o powstaniu i budowie Układu Słonecznego. Kolekcja w Planetarium w Olsztynie jest największą kolekcją meteorytów w Polsce.
Kiedy meteor wpada z ogromną prędkością w atmosferę, zderzenie z cząstkami powietrza rozgrzewa go i powoduje jego świecenie przez moment. Największy meteoryt od czasu wydarzenia w L'Aigle spadł na Syberii w Rosji. Wielu ludzi zaobserwowało ogromną kulę ognia na niebie, po czym usłyszeli grzmot, który dotarł aż na odległość 1000 km. Podmuch powietrza przewrócił ludzi i konie w promieniu 150 kilometrów. Obszar, na którym to się zdarzyło, był tak odludny, że naukowcy dopiero po 19 latach obejrzeli tę okolicę. Zobaczyli oni zupełnie zdewastowany teren o średnicy około 50 km. Większość drzew była poprzewracana. Katastrofa ta miała miejsce w 1908 roku i jest znana jako katastrofa tunguska. Wielokrotnie dochodziło do podobnych spotkań z meteorytami, odkryto wiele kraterów uderzeniowych na powierzchni Ziemi. Jeden z takich kraterów w Arizonie ma 1280 m średnicy i 183 m głębokości. Brzeg krateru wznosi się 46 m ponad płaski teren.
Największy znany meteoryt, Hoba, spoczywa w dwumetrowym zagłębieniu w Namibii, w południowo - zachodniej Afryce. Jest on bryłą żelaza i niklu, czyli jest meteorytem żelaznym. Jego rozmiary wynoszą 2,7 x 2,7 x 1 m, a waga przekracza 54 tony. Innym olbrzymim meteorytem jest 30 - tonowy Ahnighlito, największy odłamek grenlandzkiego meteorytu Cape York. Niegdyś z metalu wydobytego z tego meteorytu Eskimosi wyrabiali narzędzia. Największym meteorytem odkrytym w Stanach Zjednoczonych jest Willamette o masie 14 ton. Znajduje się również w Amerykańskim Muzeum Historii Naturalnej.
Meteoryty dzielą się na chondryty i achondryty. Chondryty zawierają pierwotną materię, tę samą, z której powstałą Ziemia. Pochodzą one z ciał, które nie przeobraziły się na tyle, by wyodrębniły się w nich jądro, płaszcz i skorupa. Achondryty zaś pochodzą z ciał, które uległy przeobrażeniu.
w górę ↑
Mgławice są chmurą gazów i pyłów w przestrzeni międzyplanetarnej. Jasne mgławice emitują bądź odbijają światło. Są rozświetlone przez gwiazdy znajdujące się w ich obrębie. Występują także ciemne mgławice. Nie mają one gwiazd wewnątrz i wydają się być ciemnymi ścieżkami na gwiaździstym tle. Wiele jasnych mgławic można zobaczyć za pomocą lornetki lub małego teleskopu, a nieliczne można nawet zobaczyć gołym okiem. Ciemne mgławice zaś można obserwować tylko w dość bliskiej okolicy Słońca. Wydają się one być ciemne z powodu silnego kontrastu między natężeniem jej światła i światła okolicznego tła gwiazd. Do ch obserwacji potrzebny jest teleskop. Jeśli w pobliżu bądź w centrum rozległego obłoku pyłu znajduje się gwiazda o znacznej mocy promieniowania, widoczna jest jako rozproszone światło na cząstkach obłoku a młgawica taka nosi nazwę mgławicy refleksyjnej. Świecące wskutek fluorescencji obłoki gazu nazywamy mgławicami emisyjnymi, np. Wielka Mgławica w Orionie. Wiek tych mgławic nie przekracza kilku milionów lat. Kiedy w czasie końcowej fazy życia czerwonego olbrzyma wyrzuca on otoczki gazu, powstają mgławice planetarne, nazwane tak od kształtu przypominającego kształt planet.
w górę ↑
NOWA
Gwiazda nowa to słaba gwiazda zmienna, która nagle rozbłyska silnym światłem. Jej jasność wzrasta ogromnie w ciągu godzin lub dni. Gwiazdy nowe wchodzą w skład ciasnych układów podwójnych - biały karzeł i gwiazda ciągu głównego, olbrzym lub podolbrzym. Z chłodniejszej gwiazdy w kierunku białego karła przepływa materia, która tworzy wokół niego otoczkę gazową w postaci rotującego dysku. Kiedy biały karzeł osiągnie odpowiednią masę, wzrasta jego temperatura i zachodzą gwałtowne reakcję termojądrowe.
w górę ↑
Planetoidy to ciała niebieskie będące bryłami skalnymi o średnicy do kilkuset km. 97% z nich porusza się wokół Słońca w tzw. Pasie planetoid pomiędzy Marsem a Jowiszem, niektóre z pozostałych zaś przecinają orbitę Ziemi i przybliżają się do Słońca, a inne wychodzą poza orbitę Jowisza. Według naukowców w pasie tym mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednakże silne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza nie pozwoliło na to. Astronomowie obliczyli, że gdyby w tym miejscu powstała planeta, miałaby ona masę 2,8 razy większą od Ziemi. Inna teoria mówi, że w miejscu tym istniała kiedyś planeta, jednak została ona rozbita a pas planetoid to pozostałości po niej. Planetoidy są za małe i zbyt odległe, by można je było dostrzec gołym okiem, dlatego przez dłuższy czas pozostawały nieznane. W XVIII wieku niemiecki astronom Johann D. Titius zwrócił uwagę na przerwę między regularnie rozmieszczonymi orbitami planet. Uważał, że między Marsem a Jowiszem powinna była istnieć kolejna planeta, tymczasem w roku 1801 Giuseppe Piazzi odkrył obiekt zwany Ceres, który był zbyt mały na planetę (średnica = 1025 km). W następnych latach odkrywano ich więcej, jednak wszystkie były mniejsze od Ceres. Planetoidy krążą wokół Słońca z prędkością około 20 km/s. Większość planetoid krąży po orbitach niemal kołowych. Planetoidy powstały w wyniku tego samego procesu, który ukształtował planety wewnętrzne. Dzielą się one na trzy superklasy: planetoidy magmowe, metamorficzne oraz pierwotne a każda grupa krąży w innej odległości od Słońca. Obiekty krążące w pobliżu wewnętrznej granicy pasa planetoid są zbudowane z metali i skał, które kondensowały w wysokiej temperaturze. Planetoidy magmowe zawierają minerały, które powstają z płynnej lawy. Planetoidy, które powstały w okolicach zewnętrznego brzegu pasa, otrzymały miano "pierwotnych", gdyż materia nie uległa żadnej zmianie.
w górę ↑
Planety to ciała niebieskie krążące dookoła gwiazdy, obracające się wokół włąsnej osi i świecące światłem odbitym od gwiazd. Do niedawna znanych było jedynie dziewięć planet Układu Słonecznego: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton. Pod koniec stycznia i w lutym astronomowie odkryli 11 nowych gwiazd - kandydatek na posiadanie planet pozasłonecznych. Były to odkrycia dokonane przez cztery zespoły badawcze. Największa z nowo odkrytych gwiazd ma masę 4,4 mas Jowisza i okrąża gwiazdę HD 142022. Najmniejsza ma tylko 0,122 masy Jowisza, czyli 36 mas Ziemi. Ostatnio odkryto także planetę o masie 6 - 8 - krotnie większej od masy Ziemi, krążącą wokół gwiazdy Gliese 876. Znajduje się ona w odległości 15 lat świetlnych i można ją zobaczyć lornetką w gwiazdozbiorze Wodnika. Przypomina ona nieco Wenus, z temperaturą na powierzchni sięgającą nawet 400° C. Gliese 876 jako czerwony karzeł jest gwiazdą niestabilną. Należy do najliczniejszej grupy gwiazd we Wszechświecie i istnieje prawie od jego początku. Co pewien czas wyrzuca ze swej powierzchni strumienie materii. Wcześniej udało się odkryć ponad 150 planet, gazowych olbrzymów, takich jak Jowisz. Spośród tych planet odkryto dotychczas trzy globy typu ziemskiego, jednak krążyły one wokół pulsarów.
w górę ↑
Pulsar jest rodzajem gwiazdy neutronowej wyróżniającym się tym, że wysyła krótkie radiowe pulsy w odstępie 0,033 - 3,08 sekundy, przy czym trwanie jednego pulsu nie przekracza 0,01 sekundy. Pulsary powstają kiedy silne pole gwiazd neutronowych powoduje wypromieniowanie z tych gwiazd energii w falach radiowych, ale tylko w wąskim stożku. Jeśli akurat w kierunku, w jakim rozchodzi się powstała wiązka światła, znajduje się Ziemia, mamy do czynienia z pulsarem. Jedną z cech tych niezwykłych obiektów jest nieregularne przyspieszenie okresu pulsów w odstępach czasu krótszych niż rok. Im mniejsza jest taka gwiazda, tym szybciej wiruje.
Aleksander Wolszczan z Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii wraz z kolegą Dale'em Frailem z amerykańskiego Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego, znaleźli dowód na istnienie układu planetarnego wokół pulsara PSR 1257 + 12. Planety objawiały swą obecność, powodując zakłócenia w sygnałach pulsara, związane z grawitacyjnym oddziaływaniem niewidzialnych ciał. Planety te są nie tylko pierwszymi obiektami tego typu w pobliżu pulsara, ale także pierwszymi planetami zaobserwowanymi poza Układem Słonecznym. Naukowcy sądzą, że powstały one z pozostałości po gwiezdnym towarzyszu, który rozpadł się w wyniku przyciągania przez masywną gwiazdę neutronową.
w górę ↑
Supernowa to wybuch pewnego typu gwiazd połączony z wyrzucaniem przez nią strumienia materii po tym jak wyczerpie ona swoje jądrowe paliwo i gwałtownie skolapsuje. W przeciętnej galaktyce supernowa wybucha raz na 10 - 100 lat. To co niej pozostaje zależy od masy gwiazdy. Gwiazdy o małej masie zostają białymi karłami. Gwiazdy o wielkiej masie zapadają się w czarne dziury. Gwiazdy o pośredniej masie zapadają się w gwiazdy neutronowe. Chmury materii rozpraszają się w przestrzeni, a wnętrza gwiazd kurczą się i tworzą ciała cięższe niż białe karły. Pozostałością po wybuchu supernowej jest mgławica - skupisko gazów i pyłów.
GRUPA MEDIA INFORMACYJNE & ADAM NAWARA |
Wszechświat i człowiek
