Gwiazda
Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8]
Astroarcheologia – studium poglądów, wierzeń, badań i praktyk astronomicznych w cywilizacjach starożytności. Polega na badaniu poziomu dawnej wiedzy astronomicznej na podstawie pozostałości materialnych. Zajmuje się wnioskowaniem na temat dawnej wiedzy astronomicznej na podstawie badania związanych z astronomią aspektów źródeł archeologicznych; łączy perspektywy właściwe archeologii i astronomii. Promieniowanie gamma – wysokoenergetyczna forma promieniowania elektromagnetycznego. Za promieniowanie gamma uznaje się promieniowanie o energii kwantu większej od 50 keV. Zakres ten częściowo pokrywa się z zakresem promieniowania rentgenowskiego. W wielu publikacjach rozróżnienie promieniowania gamma oraz promieniowania X (rentgenowskiego) opiera się na ich źródłach, a nie na długości fali. Promieniowanie gamma wytwarzane jest w wyniku przemian jądrowych albo zderzeń jąder lub cząstek subatomowych, a promieniowanie rentgenowskie – w wyniku zderzeń elektronów z elektronami powłok wewnętrznych lub ich rozpraszaniu w polu jąder atomu. Promieniowanie gamma jest promieniowaniem jonizującym i przenikliwym. Promieniowania gamma oznacza się grecką literą γ, analogicznie do korpuskularnego promieniowania alfa (α) i beta (β).
Gwiazda
Gwiazda – kuliste ciało niebieskie, stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii. Przynajmniej przez część swojego istnienia emituje w sposób stabilny promieniowanie elektromagnetyczne (w szczególności światło widzialne). Gwiazdy powstają głównie z wodoru i helu, lecz w trakcie życia przybywa w nich atomów cięższych pierwiastków (tzw. metali).
Gwiazda powstaje wskutek zapadania grawitacyjnego chmury materii złożonej głównie z wodoru. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostatecznie dużą temperaturę i gęstość, rozpoczyna się reakcja fuzji jądrowej stopniowo zamieniająca wodór w hel. Wytworzona w tym procesie energia jest przenoszona ku powierzchni poprzez promieniowanie oraz drogą konwekcji. Ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, dalszy rozwój gwiazdy zależy od jej masy – może zakończyć się np. w stadium białego karła bądź czarnej dziury. Część materii zostanie zwrócona w przestrzeń, gdzie utworzy kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich pierwiastków.
Informacje o gwiazdach uzyskuje się głównie poprzez analizę docierającego z nich promieniowania elektromagnetycznego. Ich głównymi parametrami są temperatura powierzchni oraz jasność absolutna. Wykres klasyfikujący gwiazdy na podstawie tych dwóch wielkości nosi nazwę diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R). Podobne obiekty znajdują się na nim blisko siebie. Na jego podstawie można ustalić masę, wiek, skład chemiczny oraz inne cechy gwiazd. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę przebiegu jej ewolucji oraz sposobu, w jaki zakończy swe życie. Innymi czynnikami są zawartość pierwiastków cięższych od helu oraz bliskość innych ciał o dużej masie (szczególnie takich, które mogą zasilać gwiazdę materią). Inne parametry, takie jak średnica, prędkość obrotu wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, wynikają z dotychczasowej ewolucji.
Z wyjątkiem Słońca oraz (przez krótki czas) niektórych supernowych gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich wówczas rozproszone w atmosferze światło słoneczne. Najlepiej widocznym na sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano nazwy i łączono je w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo.
Wiele gwiazd, choć nie większość, jest związanych grawitacyjnie z innymi, tworząc układy podwójne lub wielokrotne, w których owe ciała niebieskie poruszają się wokół siebie. W ciasnych układach podwójnych, gdzie oba składniki krążą w małej odległości, ich wzajemne oddziaływanie może istotnie wpływać na przebieg ich ewolucji. Gwiazdy nie są jednorodnie rozłożone we Wszechświecie, większość z nich wchodzi w skład struktur utrzymywanych dzięki sile grawitacji, takich jak gromady czy galaktyki.
Rozgwieżdżone niebo inspirowało prace wielu poetów, pisarzy, filozofów oraz muzyków. Niejednokrotnie bezpośrednio angażowali się oni w prowadzenie badań astronomicznych.
Obserwacja nocnego nieba[ | edytuj kod]
Najbliższą i najlepiej widoczną z Ziemi gwiazdą jest Słońce. Znajduje się ono w centrum Układu Słonecznego, w średniej odległości 150 milionów kilometrów od Ziemi. Jego bliskość sprawia, że na półkuli, którą akurat oświetla, występuje znaczne rozproszenie światła na cząsteczkach powietrza. Z tego powodu inne gwiazdy zostają przyćmione i nie są widoczne.
Termin „gwiazda” w potocznym znaczeniu używany jest w odniesieniu do punktowych źródeł światła widocznych na ciemnym niebie. Migoczą one z uwagi na wpływ ziemskiej atmosfery. Obserwowane gołym okiem i bez przyrządów pomiarowych, wydają się być nieruchome względem innych. W astronomii określenie „gwiazda” jest używane tylko w stosunku do ciał niebieskich świecących własnym światłem.
Gwiazdy wykazują wysoki stopień zróżnicowania pod względem jasności obserwowanej. Za ten stan rzeczy odpowiada duża różnorodność zarówno wśród dzielących je odległości od Ziemi, jak i wśród ich wielkości absolutnych. Wielka gwiazda może być dziesiątki tysięcy razy jaśniejsza od mało masywnej – przykładowo jedna z najbliższych Ziemi gwiazd, alfa Centauri, jest dopiero trzecią najjaśniejszą gwiazdą na niebie, najjaśniejszą zaś jest leżący ponad dwa razy dalej Syriusz. Drugą najjaśniejszą gwiazdą nieba jest Kanopus, żółty nadolbrzym 70 razy bardziej odległy od Ziemi niż alfa Centauri, ale 20 000 razy od niej jaśniejszy.
Gołym okiem można, przy sprzyjających warunkach pogodowych, dostrzec około 3–4 tysiące gwiazd. Ich liczba zależy od czasu i miejsca obserwacji – regiony nieba o największym zagęszczeniu gwiazd położone są w okolicach Drogi Mlecznej. Niebo na półkuli północnej jest bardziej rozgwieżdżone zimą, niż latem, mimo że to w lecie znajduje się na nim centrum Drogi Mlecznej. Najwięcej gwiazd widać z półkuli południowej, szczególnie latem. Kierując wzrok w stronę centrum Galaktyki, można zobaczyć mniej gwiazd, niż spoglądając w przeciwnym kierunku. Istnieją trzy podstawowe przyczyny tej pozornej sprzeczności. Po pierwsze, naprzeciwko centrum Galaktyki znajduje się Pas Goulda – zbiór setek młodych, jasnych gwiazd. Drugim czynnikiem jest położenie Układu Słonecznego na wewnętrznym brzegu Ramienia Oriona. Tworzące je obiekty leżą stosunkowo blisko Ziemi, więc spora ich część może łatwo zostać zauważona w kierunku przeciwnym do centrum Galaktyki. Dla odmiany ramię położone bliżej centrum (Ramię Strzelca) dzieli od nas kilka tysięcy lat świetlnych. Trzeci czynnik to obecność na północnym niebie (na którym znajduje się centrum Drogi Mlecznej) licznych pobliskich ciemnych mgławic, kryjących duże regiony gwiazdotwórcze obejmującego Ziemię ramienia spiralnego, takie jak kompleksy mgławic w Cefeuszu czy Łabędziu.
Instrumenty obserwacyjne[ | edytuj kod]
Współcześnie do obserwacji gwiazd używa się teleskopów, umieszczonych zarówno na powierzchni Ziemi, jak i w przestrzeni kosmicznej, wyposażonych w urządzenia do analizy zebranego promieniowania w postaci spektroskopów, fotometrów, polarymetrów. Wyniki obserwacji są trwale rejestrowane. Początkowo do ich zapisu służyły płyty fotograficzne, natomiast obecnie stosuje się elektroniczne nośniki cyfrowe, a w roli przetworników – najczęściej cyfrowe matryce CCD.
Zakłócenia powodowane przez atmosferę ziemską eliminuje się przez zastosowanie układów optyki adaptatywnej, pozwalającą w przypadku największych teleskopów, takich jak Large Binocular Telescope czy Very Large Telescope, osiągać zdolność rozdzielczą większą niż ma Teleskop Hubble’a. Całkowita nieprzezroczystość atmosfery dla dalekiego ultrafioletu, promieniowania rentgenowskiego i gamma powoduje, że teleskopy prowadzące badania w tych zakresach są umieszczane poza Ziemią.
Gwiazdozbiory[ | edytuj kod]
Kilkaset widocznych na niebie gwiazd wyróżnia się blaskiem. Układają się one w charakterystyczne konfiguracje, określane mianem gwiazdozbiorów lub konstelacji. Gwiazdy tworzące konstelacje najczęściej nie są ze sobą w żaden sposób powiązane. Mimo pozornej bliskości, wynikającej z położenia na sferze niebieskiej, z reguły znajdują się one w bardzo różnych odległościach od Ziemi i od siebie nawzajem.
Gwiazdozbiory zaczęto wyróżniać około 3000 lat p.n.e., obecne były w większości cywilizacji, choć w różnych kulturach znacząco różniły się od siebie.
Niegdyś granice konstelacji nie były wytyczone jednoznacznie. Dopiero w 1930 Eugène Delporte w imieniu Międzynarodowej Unii Astronomicznej opublikował listę 88 gwiazdozbiorów, która obowiązuje współcześnie. Układy gwiazd nieumieszczone w katalogu nazywa się asteryzmami.
Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8]