Nebo i Koordinantni Sistemi

od Aleksandar Atevi} atevik@unet.com.mk

Астрономијата е најстара природна наука. Нејзините задачи се: А) проучување на привидните и вистинските положби и движења на космичките тела и нивните форма и големина,

Б) проучување на градбата на космичките тела, нивниот хемислки состав, соодветните физички услови, физичките и хемиските појави и процеси,

В) проучување на постанокот и еволуцијата на космичките објекти и системи, како и на целата Вселена. Најдобро во објаснувањето на астрономската наука е да се појде со дефинирањето на основите поими. Меѓу нив спаѓаат тие кои служат за ориентација во просторот и одредување на привидните положби на небесните појави како ѕвездите, планетите, астероидите, метеорите или галаксиите. Можеме да замислиме една сфера со бесконечно голем радиус и центар во точката на набљудување, а сите небесни тела се проектирани на неа. Оваа сфера се нарекува небесна сфера. Сферните координати кои се однесуваат за небесната сфера се основа за одредување на положбата на небесните тела. Географските координати се исто така сферни координати, и кај нив координати се географската ширина (северна и јужна, од 0° до 90°), и географската должина (источна и западна, од 0° до 180°, меридијанот

што поминува низ Кра-лската опсерваторија во Гринич е нулти) На сле-дната слика 1, прикажан е сферниот координатен систем за Земјата, наре-чен, Земјин географски систем, а координатите на Скопје (Ние сме тука) се 42° сгш и 21, 5° игд. Секој степен може да се подели на 60 аглови минути 1°=60′, а секоја аглона минута на 1′=60″

или 1°=60′=3600″. Доколку се продолжи Земјината оска тогаш зборуваме за светска оска. Оваа светска оска небесната сфера ќе ја прободува во северниот и јужниот небесен пол. Веднаш до северниот небесен пол се наоѓа ѕвездата Северница.

Во астрономијата се користат повеќе координатни системи во зависност од појавата што се опишува. Да наведеме неколку: хоризонтски координатен систем,

месен екваторски координатен систем, небесен екваторски координатен систем, еклиптички координатен систем, галактички координатен систем итн. Помеѓу сите координати на системите постојат изрази од законите од сферната тригономерија., а преодот од еден во друг координатен систем ќе се изучува понатаму. Како и да е, секој координатен систем се карактеризира со основен круг, кој ја офаќа основната рамнина, и почетен полукруг ( на пример, хоризонтот - опфаќа хоризонската рамнина, и небесниот меридијан во хоризонтскиот систем).

Хоризонтски координатен систем Хоризонтскиот систем се дефинира локално за секој набљудувач, на смото место, на Земјата (или на некое друго небесно тело). Неговиот почеток е местоположбата на набљудувачот, негова референтна оска е локалната вертикала (определено од локалното гравитациско поле), а референтната рамнина е видливиот хоризонт или просто, хоризонтот кој е нормален на оската. Точката на пресек на оската-вертикалата со небесната сфера, над посматрачот, се вика зенит, а во спротивен правец, точката на пресек под набљудувачот – надир.

Низ секој правец, или точка на небесната сфера, на пример, позиција на ѕвезда, поминува единствена полу-рамнина (или полукруг) нормална на хоризонтот; наречена вертикален круг; сите вертикални кругови се сечат во зенитот и надирот. Во рамнината на својот вертикалeн кру дува-ната позиција може да се опише со аголот од хоризо-нтот наречен висина ( или алтитуда ) h. Во некои слу-чаи, е кори-стат и и со аголот помеѓу

правецот и зенитот – тоа е зенитно растојание z. Релацијата меѓу висината и зенитното растојание е z = 90° - h. Сите објекти над хоризонтот имаат позитивни вредности за висината – максимум до 90°, а оние под хоризонтот негативни. Втората координата за позицијата во хоризонтскиот систем се дефинира според точката во која вертикалниот круг го пресекува хоризонтот. Се нарекува азимут А, и во астрономијата и на северната хемисфера, тоа е аголот од јужната точка одејќи кон запад, север и исток се до подножјето на вертикалниот круг. Вредностите се движат од 0 до 360 степени. Во геодезијата, за нулта точка се зема северот и наместо азимут употребуваат друг израз. Во секој случај треба да се нагласи како е измерен азимутот (на пример колку е А за запад 90 или нешто друго). Имајќи ги предвид нашите стандарди, јужната, западната, северната и источната точка имаат координати на азимутот 0, 90, 180 и 270 соодветно. Вертикалниот круг кој

г, разгле

,

астрономите с

2

поминува низ северната и јужната точка – север-југ над нашата глава, е позната како локален или небесен меридијан. Тој исто така поминува и низ зенитот и надирот. (в. сл. 2)

Внимание! Азимут – А агол од јужната точка према запад, почнувајќи од 0° до 360°. Југот има азимут 0°, а западот 90°. Висина – h аголот до хоризонтот

Секој набљудувач има свој посебен хоризонтски систем, чии координати за

еден ист објект истовремено гледан, се разликуваат за двајца различни, оддалечени набљудувачи. Да го разгледаме следниот пример (в сл.3):

двајца припадници на расата Homo sapiens sapiens набљудуваат иста појава на небото (ѕвездата Северница – Polaris), но едниот од студените предели на Лапонија, а другиот од топлите плажи на Карибите. Очигледно тие ќе ја гледаат Северницата различно. Уште повеќе, висината и азимутот на објектот постојано се менуваат со

3

времето дури и од иста локација. Значи, овој систем е погоден за претставување на небесните тела во дадено време и локација, но не е погоден за опишување на постојани правци во Вселената.

Уште нешто. Згодно е да знаеме од практични причини колку изнесуваат агловните големини. Еден од најпростите начини е користењето на сопствената.шака. Исправете ја раката и научете некои од следниве мери (на пример од згобот на малиот прст до зглобот на показалецот има 8°). Сите мерки изнесени на слика 4 се проценки и варираат зависност личноста што ги употребува.

Сл.4.

(в сл.4)

кваторски координатен систем

Главен недостаток на хоризонтскиот систем е во рамномерната промена на

н о

Е

координатите на дадениот астрономски објект како што ротира Земјата околу својата оска во текот на денот. Овој недостаток е отстранет со користење на координатен систем кој е поврзан со вртењето на небесната сфера. Најчесто овој систем го објаснуваме со проекција на Земјиниот географски (велиме геоцентриче ) координатен ситем на небот во одреден временски момент (в. сл. 1). Основна рамнина е рамнината на небесниот екватор, или основен круг е небесниот екватор, а небесните паралели се напоредни со него (по аналогија со географската ширина). Аголната оддалеченост од небесниот екватор е деклинација δ. Таа координата се мери од 0 до 90 на северната небесна полусфера (од небесниот екватор према северниот небесен пол), и од 0 до –90 на јужната небесна хемисфера. (в. сл.5)

4

Другата координата има две варијанти. Според првата за почетен полукруг се зема локалниот меридијан, а системот се нарекува месен екваторски координатен. Секој набљудувач од површината на Земјата има свој сопствен екваторски координативен систем. (в. сл. 3) Координатата со која се додефинира овој систем, покрај деклинацијата, е часовниот агол t. Аголот се смета во рамнината на екваторот од деклинацискиот круг на ѕвездите и расте во правец од југ према запад, север, па исток, т.е. во правецот на привидното вртење на небесниот свод. Часовниот агол се мери во часови; од 0 до 24 h, а претставува време поминато од последната горна кулминација на небесниот објект (изразено во часови, минути и секунди). Терминот горна кулминација се употребува често во астрономијата. Тоа е местото, положбата каде астрономските објекти ја достигнуваат најголемата висина по периодот на изгревање, искачување, а пред периодот на симнување и залезот. Тука е место да напоменеме дека постојат ѕвезди кои некогаш не изгреваат или заоѓаат. Тоа се или ѕвезди кои постојано се над хоризонтот (ги нарекуваме циркум поларни) или никогаш не сме ги виделе, оти „вечно“ се под хоризонтот (анти-циркумполарни).

Небесниот екваторски координативен систем е најупотребуваниот координативен систем и е погоден за опишување на координатите на ѕвездите кои не се менуваат со привидното движење на небесната сфера. За почетен меридијан, не се зема локалниот меридијан, но оној меридијан кој поминува низ γ (гама) точката. (в. сл.6)

5

Координата е аголот кој расте од запад кон југ и исток (спротивно од стрелките на часовникот - во директен правец. Оваа координата се нарекува десна асцензија (или ректасцензија). Се бележи со α алфа и се мери најчесто во часови: од 0 до 24, но се употребуваат и степени од 0° до 360°. Наведени се неколку релации на претворба на ректасцензијатa на часови во степени.

24 h = 360 ° 1 h = 15 °, 1 min = 15', 1 s = 15"

1 ° = 4 m, 1' = 4 s Како нулта положба се користи гама точката на пролетната рамнодневница

(21 март), значи сите небески објеки од тој деклинациски полукруг ќе имаат ректасцензија α = 0 h.

Збирот на ректасцензијата и часовниот агол претставува ѕвездено време s

s = α + t

Ректасцензијата и деклинацијата се многу бавни (вековни) променливи координати на ѕвездите. Ако нив ги познавате може со помош на атлас или ѕвездена карта да се пронајде небесниот објект. Пример ѕвездата Кастор (прва ѕвезда на соѕвездието Близнаци) ги има следниве координати α = 7h 34min 36,0s δ =+31° 53′ 19″ во епохата 2000,0. Земјата прецесира, т.е. нејзината оска на ротација во просторот се врти околу оската нормална на рамнината на еклиптиката, еднаш на 26 000 години. За белја, тоа значи дека Сонцето поминува низ небесниот екватор секоја година малку поинаку низ точката која се вика гама точка, така што оваа „фиксна“ точка се менува (за 40 аглови секунди годишно). Иако малку, оваа промена се собира и затоа при именувањето на ректасцензијата и деклинација на небесниот објект треба да се нагласи и епохата – годината во која координатите се валидни.

6

7

Zakoni za dvi`ewe na nebesnite tela

Dvi`eweto na planetite bilo nabquduvano u{te mnogu odamna. Drevnite Grci, za prv pat, vo VI - V vek p.n.e. zapo~nale da koristat teoriski modeli za objasnuvawe na dvi`eweto na nebesnite tela. Vidlivoto (prividno) vrtewe na nebesnata sfera, kako i vidlivoto (prividno) dvi`ewe na nebesnite tela ostavale vpe~atok deka Zemjata e centar na Vselenata i deka se se vrti okolu nea. Soglasno u~eweto na starite grci, nebesnite tela bile rasporedeni po sferi koi vrtele okolu nepodvi`nata Zemja. Najblisku bila sferata na Mese~inata, a potoa sledele sferite na Merkur, Venera, Sonce i na ostanatite, vidlivi so oko, planeti: Mars, Jupiter i Saturn. Najodale~ena od Zemjata bila t.n. "sfera na nepodvi`ni "zvezdi". Vakvoto u~ewe bilo vo osnovata na t.n. geocentri~en sistem na svetot i bilo do sovr{enstvo razraboteno od aleksandriskiot astronom Ptolemej vo II vek od n.e.

Vo XVI vek poznatiot polski astronom Nikolaj Kopernik (1473-1543) go sozdal noviot sistem na svetot. Soglasno ovoj sistem, vo centarot na svetot ne bila Zemjata, tuku Sonceto okolu koe vrtat site planeti i sferata na nepodvi`ni zvezdi. Vakviot sistem e poznat pod imeto heliocentri~en sistem na svetot. Kopernik smetal deka planetite se dvi`at po kru`ni pateki okolu Sonceto i deka Merkur i Venera se poblisku do Sonceto otkolku Zemjata bidej}i na neboto se gledat blisku do Sonceto za razlika od ostanatite planeti koi se vidlivi vo tekot na no}ta koga Sonceto se nao|a dlaboko pod horizontot. Kopernik prv gi opredelil relativnite rastojanija me|u planetite i Sonceto, kako i periodite na obikolka na planetite okolu Sonceto. Ideata na Kopernik za heliocentri~niot sistem na svetot dolgo vreme ne bila prifatena od strana na nau~nicite i bila strogo zabraneta od strana na crkvata.

Germanskiot astronom i matemati~ar Johan Kepler (1571-1630) vo 17 vek predlo`il matemati~ki relacii za opi{uvawe na dvi`eweto na nebesnite tela. Toa bea, voedno, i prvite zakoni za dvi`ewe na nebesnite tela. Za formulirawe na ovie zakoni, vo golema mera, e zaslu`en danskiot astronom Tiho Brahe (1546-1601). Do toga{ site nabquduvawa na neboto se pravele incidentno, bez nekoj red. Zatoa i takvite nabquduvawa nemale nekoja nau~na vrednost.

Tiho Brahe, vo svojata opservatorija "nebesna palata" pokloneta od danskiot kral, kontinuirano gi nabquduval i zabele`uval polo`bite na Mese~inata i na poznatite vo toa vreme planeti vo dolg vremenski period (od 1576 do 1597 godina). Vo negovo vreme se u{te se vodela debata koja od teoriite: geocentri~nata ili heliocentri~nata e to~na. Toj veruval deka sporeduvaweto na eksperimentalnite podatoci so predlo`enite teorii }e uka`e koja od niv e to~na. Ova idea: da se nabquduvaat pojavite, da se bele`at podatocite i da se veruva deka taka dobienite podatoci }e dadat

8

odgovor koja od teoriite e to~na, bila klu~ na modernata nauka i po~etok na vistinskoto razbirawe na Prirodata. Tiho Brahe zastapuval edna modificirana geocentri~na teorija: planetite se dvi`at okolu Sonceto, a site tie zaedno se dvi`at okolu Zemjata.

Podatocite sobrani od strana na Tiho Brahe zavr{ile vo racete na negoviot asistent Johan Kepler. Toj se obidel, po metod na proba i gre{ka, da dobie ravenki na dvi`ewe na planetite okolu Sonceto. Na po~etok toj do{ol do pogre{en rezultat, a toa bilo deka planetite se dvi`at okolu Sonceto po kru`ni pateki no deka Sonceto ne se nao|a vo centarot. Golemoto raziduvawe pome|u negovite presmetki i eksperimentalnite podatoci na Brahe primeneti za planetata Mars, uka`ale deka vakviot zaklu~ok ne e to~en. Na toj na~in, Kepler, blagodarenie na preciznite eksperimentalni nabquduvawa na Brahe, mo`el da stigne do svoite tri zakoni za dvi`ewe na planetite okolu Sonceto. Keplerovi zakoni

Prviot Keplerov zakon ka`uva deka planetite se dvi`at po elipsi okolu Sonceto i deka Sonceto se nao|a vo edniot fokus na elipsata (Sl.

1). To~kite F1 i F2 pretstavuvaat fokusi na elipsata. Najbliskata, do Sonceto, to~ka od orbitata na planetata se narekuva perihel, a najodale~enata od nego to~ka se narekuva afel. Elipsata e kriva koja ima dve poluoski: golema (a) i mala (b). Golemata poluoska na elipsata pretstavuva sredno rastojanie na planetata od Sonceto. Srednoto rastojanie od Zemjata do Sonceto se

narekuva astronomska edinica i iznesuva 1 AU = 150 000 000 km. Orbitite na planetite pretstavuvaat mnogu slabo splesnati elipsi i skoro da ne se razlikuvaat od kru`nici.

Vtoriot Keplerov zakon glasi: Pri dvi`eweto na planetite okolu Sonceto nivnite radius vektori opi{uvaat ednakvi plo{tini za ednakvi vremenski intervali (sl. 2). Soglasno ovoj zakon, planetata koga e poblisku do Sonceto se dvi`i so pogolema brzina odkolku koga e podaleku od Sonceto. Planetata ima maksimalna brzina koga pominuva niz perihelot i minimalma - koga pominuva niz afelot.

9

Tretiot Keplerov zakon glasi: Kvadratite na periodite na

obikolka na planetite okolu Sonceto se odnesuvaat taka, kako kubovite na nivnoto sredno rastojanie do Sonceto: (T1

2/T22) = (r1

3/r23). Ovde r1 i r2 se

srednite rastojanija (golemite poluoski na elipsite) na bilo koi dve planeti do Sonceto, a T1 i T2 se nivnite periodi na obikolka okolu Sonceto. Univerzalem zakon za gravitacija

Posle zakonite na Kepler, naredno pra{awe koe baralo odgovor bilo: {to e toa {to dejstvuva na planetite za da tie se dvi`at na toj na~in okolu Sonceto. Vo toa vreme bil poznat principot na inercija na Galilej, soglasno koj prirodna sostojba na sekoe telo e da se dvi`i po prava linija so postojana brzina. Zna~i, ako na planetata ne dejstvuva ni{to, taa bi se dvi`ela po inercija: pravolininski so nekoja postojana brzina (sl. 3). Me|utoa, planetata ne se dvi`i po inercija, tuku po elipti~ni pateki soglasno kepleroviot zakon. Odgovorot na pra{aweto: {to e pri~inata da planetite se dvi`at po odredeni pateki go dal genijalniot angliski fizi~ar Isak Wutn (1643-1727).

Isak Wutn prv go vovel poimot sila i zaklu~il deka za da se promeni brzinata na teloto na bilo koj na~in, potrebna e sila. Ako teloto go menuva pravecot na dvi`ewe, zna~i deka na nego dejstvuvala sila pod nekoj agol (sl. 3). Silata F e proizvod od dve veli~ini: zabrzuvaweto na teloto a i masata m na teloto koe pretstavuva merka za inertnosta. Za da planetata svrte od patekata na pravolininsko dvi`ewe, na nea treba da dejstvuva sila i toa pod

nekoj agol. Bidej}i site promeni na brzinata na planetata se direkno naso~eni kon Sonceto, jasno bilo deka silata poteknuva od Sonceto (sl. 3).

Vo toa vreme, so teleskopi, bile nabquduvani dvi`ewata na satelitite na Jupiter koi potsetuvale na eden mal Son~ev sistem {to poka`uvalo deka i Jupiter gi privlekuva satelitite. Mese~inata kru`i okolu Zemjata i Zemjata ja privlekuva Mese~inata na ist na~in kako {to Sonceto gi privlekuva planetite. Wutnovata idea bila deka gravitacijata koja go dr`i Mesecot vo patekata okolu Zemjata e istata taa gravitacija so koja Zemjata gi privlekuva predmetite na nejzinata povr{ina. Univerzalniot zakon za gravitacija daden od Isak Wutn glasi: Silata so koja se privlekuvaat bilo koi dve tela vo Univerzumot e obratnoproporcionalna so kvadratot na rastojanieto i proporcionalna so masata, kako na prvoto, taka i na vtoroto telo: F=G(M⋅⋅m/r2). Veli~inata G (G = 6,67⋅10-11 m3/(kg⋅s2)) e nare~ena gravitaciona konstanta i taa ne zavisi od masite koi si zaemodejstvuvaat kako nitu od svojstvata na

10

sredinata vo koja {to tie se nao|aat. Zakonite na Kepler, kako i Wutnoviot zakon za gravitacija go opi{uvaat ne samo dvi`eweto na planetite, tuku i dvi`eweto na satelitite, kometite i asteroidite. Mese~inata - najblisko nebesno telo na Zemjata

Mese~inata e nebesno telo koe e najblisku do Zemjata. Da vidime kako vlijae Mese~inata na telata koi se nao|aat na Zemjinata povr{ina i {to bi se slu~ilo ako Mese~inata is~ezne. Zabrzuvaweto na teloto vo odnos na Zemjata mo`eme da go zapi{eme vo oblik: gr = g + ∆g, kade so ∆g e ozna~ena popravkata na zemjinoto zabrzuvawe poradi vlijanieto na Mese~inata.

Zabrzuvaweto na Zemjata pod vlijanie na Mese~inata iznesuva G⋅MZ/r2 (r e rastojanie od centarot na Zemjata do centarot na Mese~inata) i e naso~eno od centarot na Zemjata kon centarot na Mese~inata. Zabrzuvaweto na teloto na Zemjinata povr{ina pod vlijanie na Mese~inata iznesuva G⋅MZ/r1

2 (r1 e rastojanie od teloto do centarot na Mese~inata) i e naso~eno od centarot na teloto kon centarot na Mese~inata (sl. 4). Dopolnitelnoto zabrzuvawe na teloto vo odnos na Zemjata koe se javuva kako rezultat na vlijanieto na Mese~inata e ednakvo na razlikata na vektorite na ovie zabrzuvawa (sl. 4). Veli~inata G⋅MZ/r1

2 zavisi od polo`bata na teloto, pa zatoa i popravkata na zabrzuvaweto }e zavisi od polo`bata

na teloto na zemjinata povr{ina. Da vidime kakva }e bide ova popravka vo najbliskata i

najodale~enata to~ka od Mese~inata (to~kite A i B na sl. 5). Za to~kata A Mese~inata se nao|a vo zenitot, a za to~kata B Mese~inata se nao|a vo nadirot. Za presmetuvawe na popravkata na zabrzuvaweto treba od veli~inata G⋅MZ/r1

2 da se izvadi postojanata veli~ina G⋅MZ/r2. Vo to~kata, koja e najbliska do Mese~inata, popravkata na g iznesuva ∆g ≈ 2G⋅(MZ⋅ RZ/ r3) i e naso~ena kon Mese~inata. Zna~i, zemjinata te`a se namaluva i teloto vo to~kata A stanuva polesno otkolku pri otsustvo na Mese~inata. Vo najodale~enata

to~ka B, popravkata na g iznesuva ∆g ≈ -2G⋅(MZ⋅ RZ/ r3) i e naso~ena od centarot na Zemjata. Zna~i, zemjinata te`a isto taka se namaluva i teloto vo to~kata B e polesno pod vlijanieto na Mese~inata.

Za popravkata na g vo to~kite koi{to se nao|aat na srednata linija (sl. 6), se dobiva vrednosta: ∆g ≈ G⋅(MZ⋅ RZ/ r3), t.e. taa e dva pati pomala po golemina vo odnos na taa vo to~kite A i B i e naso~ena kon centarot na Zemjata. Zatoa, zemjinata te`a vo ovie to~ki se zgolemuva i teloto stanuva pote{ko.

11

Ovie promeni na te`inata, pod vlijanie na Mese~inata, se pri~ini za pojavite na plimi i oseki. Kako rezultat na rotacijata na Zemjata okolu svojata oska, mestata na plima i oseka celo vreme se menuvaat. Za daden okean (more), vo tekot na okolu 6 ~asa doa|a do podigawe na nivoto na vodata, vodata nadoa|a na bregot, i nie imame pojava na plima. Potoa doa|a do oseka koja isto taka trae okolu 6 ~asa. Vo sekoj den se slu~uvaat dve plimi i dve oseki. Pojavite na plima vlijaat pak na rotacijata na Zemjata.

Da vidime kolku se promenuva te`inata na teloto koe se nao|a na zemjinata povr{ina, ako slu~ajno Mese~inata go prekine svoeto dvi`ewe okolu Zemjata. Ako se zamenat vrednostite vo izrazot ∆g ≈ 2G⋅(MZ⋅ RZ/ r3) se dobiva deka ova popravka, nare~ena Mese~evo zabrzuvawe, e od poredok 0,000001 m/s2, {to iznesuva desetmilioniti del od zemjinoto zabrzuvawe: ∆g/g ∼ 10-7. Na prv pogled, }e konstatirame deka ova promena e zanemarlivo mala. No vakvata "zanemarlivo" mala promena na te`inata na telata doveduva do osloboduvawe na ogromni energii (1017 J) koi pridvi`uvaat ogromna masa na voda. Ova energija otprilika e ednakva na energijata na site reki na zemjinata topka.

Na ist na~in mo`e da se presmeta popravkata na silata na zemjina te`a poradi vlijanieto na Sonceto. Presmetkite poka`uvaat deka popravkata na g pod vlijanie na Soneto e 2,17 pati pomala od popravkata na g pod vlijanie na Mese~inata. Sporeduvaweto na visinite na plimite predizvikani od Mese~inata i Sonceto, dozvoluva da se presmeta masata na Mese~inata. Za masata na Mese~inata se dobiva deka iznesuva 1/81 od masata na Zemjata.

Da vidime {to }e se slu~i so Zemjata ako taa go prekine svoeto dvi`ewe okolu Sonceto. Pred se, ogromnata energija {to ja poseduva Zemjata kako dvi`e~ko telo }e se transformira vo toplotna kako rezultat na {to }e dojde do silno zagrevawe na Zemjinoto telo i najverojatno Zemjata }e zavr{i kako gigantski oblak od `e{ki gasovi. Ako Zemjata i se spasi (za nekoe ~udo) od ova, taa sekako }e zavr{i vo ognen kazan: privle~ena od Sonceto taa postojana }e ja zgolemuva brzinata i }e zavr{i vo ognenite pregratki na Sonceto. Presmetkite poka`uvaat deka Zemjata, ~ij {to period na obikolka iznesuva 365 dena, bi padnala na Sonceto za 65 dena. Merkur, planeta koja e najbliska do Sonceto i ima period na obikolka 88 dena, bi padnala na Sonceto za 15 i polovina dena. Neptun, so period na obikolka 165 na{i godini bi padnal za 29 godini, a Pluton - za 44 godini. Mese~inata pak, ako prestane da se dvi`i okolu Zemjata, }e padne na nea za samo 5 dena.

Zakonot za gravitacija e univerzalen. Gravitacijata se protega i nadvor odSon~eviot sistem. Na slika 7 se gleda ne{to {to e 100000 pati pogolemo od pre~nikot na Son~eviot sistem: toa e globularnoto jato zvezdi M13. Toa {to gi dr`i ovie zvezdi vo jatoto e gravitacionoto privlekuvawe pome|u niv. Raspredelbata na materijata i procenetata dale~ina ovozmo`uva grubo da se presmeta silata na privlekuvawe pome|u zvezdite i, se razbira, izleguva deka taa e obratno proporcionalna so kvadratot na rastojanieto.

12

Slika 7

SLIKA 8

Gravitacijata se protega i u{te podaleku. Na slika 8 e prika`ana

galaksijata M31 - Andromeda. Pre~nikot na edna vakva galaksija e vo intervalot 50000 -100000 svetlosni godini, dodeka rastojanieto od Zemjata do Sonceto iznesuva samo osum svetlosni minuti. Zvezdite ostanuvaat vo sklopot na edna vakva galaksija pod dejstvo na nekoja sila, a edinsteven

kandidat koj mo`e logi~no da se nametne, e gravitacijata. Na sl. 9 se gleda deka gravi-tacijata se protega i na u{te pogolemi rastoja-nija. Toa {to go gleda-me e jatoto M96 od galaksii (trite golemi svetli to~ki se gala-ksiite M95, M96 i M105), site tie so~inu-vaat edna celina, sli-~na na jatoto na zvezdi.

Slika 9

13

Toa e mo`ebi samo stoti del od Vselenata, vo koj imame nekakov direkten dokaz za dejstvoto na gravitacionata sila. Pa poradi toa, gravitacijata nema granica ili velime deka taa e univerzalna. Wutnoviot zakon za gravitacija bil nare~en "najgolema generalizacija koja ~ove~kiot um ja ima dostignato". Toj e slo`en vo svoeto dejstvo, ali osnovnata {ema na koja {to raboti e navistina ednostavna. Nesomneno, najinteresno vo seto ova e kako prirodata, so seta svoja slo`enost, se pokoruva na eden vakov eleganten i ednostaven zakon kakov {to e zakonot za gravitacija. Preciznosta na Wutnovata mehanika ubavo se demonstrira so izjavata na astronautite pri eden niven let do Mese~inata "Vo najgolemiot del od vremeto vselenskiot brod e upravuvan od Isak Wutn". Proverki na zakonot za gravitacija

Wutnoviot zakon ne egzakten, toj ne e vo sostojba to~no da go opi{e dvi`eweto na site tela vo prirodata. Ovoj zakon, vo tekot na istorijata, bil pove}e pati proveruvan. Prvoto somnevawe vo to~nosta na zakonot bilo povrzano so dvi`eweto na satelitite na Jupiter. So precizno nabquduvawe na dvi`eweto na satelitite bilo zabele`eno deka, tie ponekoga{ izbrzuvaat za 8 minuti, a ponekoga{ kasnat za 8 minuti od vremeto presmetano so pomo{ na zakonot za gravitacija. Danskiot astromom Olaus Remer (1644-1710), so polna verba vo zakonot za gravitacija, dal odgovor na vakvoto dvi`ewe na satelitite. Toj do{ol do zaklu~ok deka svetlinata ne se {iri momentalno i deka e potrebno nekoe vreme za da taa go pomine patot od jupiterovite sateliti do Zemjata. Toa zna~i deka, toa {to nie gledame koga gi nabquduvame satelitite ne e toa kako {to izgledaat tie vo toj moment, tuku kako izgledale pred nekoe vreme potrebno da svetlinata stigne do nas. Remer gi izvr{il potrebnite popravki za vremeto i od presmetkite uspeal da ja presmeta brzinata na svetlinata. Ova bilo dokaz deka Wutnoviot zakon e to~en, a voedno bilo poka`ano deka svetlinata ne se {iri momentalno.

Drug problem koj se pojavil i koj baral povtorna proverka na zakonot za gravitacija bil sledniot: planetite, vo stvarnost, ne se dvi`at po keplerovi elipsi, bidej}i soglasno zakonot za gravitacija, tie ne se privle~eni samo od Sonceto tuku se privlekuvaat i me|u sebe. Od golemite planeti, vo toa vreme, bile poznati Jupiter, Saturn i Uran i za niv bile napraveni presmetki kolkavi se otstapuvawata na patekite od idealnite Keplerovi elipsi poradi nivnoto me|usebno privlekuvawe. Pri toa, bilo dobieno deka planetite Jupiter i Saturn se dvi`at vo soglasnost so presmetkite dobieni so zakonot za gravitacija, no deka dvi`eweto na planetata Uran dosta otstapuva od presmetkata. Astronomite Adams i Leverije koi istite presmetki gi napravile nezavisno i skoro vo isto vreme, povtorno so golema verba vo zakonot za gravitacija, pretpostavile deka pri~inata za vakvoto dvi`ewe na Uran sigurno le`i vo postoeweto na nekoja nepoznata planeta vo negovata blizina. I navistina, tamu bila pronajdena nova planeta, a toa e planetata Neptun.

14

Vo po~etokot na dvaesetiot vek bilo poznato deka postoi mnogu malo raziduvawe pome|u vistinskoto i presmetanoto dvi`ewe na Merkur ako se zeme vo predvid vlijanieto na site drugi planeti. Za da se objasni ova otstapuvawe bile predlagani nekoi modifikacii na zakonot za gravitacija. Prvo, bilo pretpostaveno deka pokazatelot na stepenot vo zakonot za gravitacija ne e 2 tuku 2,00000016. Laplas pak, pretpostavil deka gravitacijata se pridu{uva vo me|uplanetarnata sredina i deka vistinskiot zakon za gravitacija glasi: F = G⋅m1⋅m2⋅e-((r / r2. Za da se objasni dvi`eweto na perihelite na Merkur trebalo vo ovoj zakon za ( da se stavi vrednosta (=0,00000038. Ovie teorii, predlo`eni so cel da go objasnat dvi`eweto na planetata Merkur, ne mo`ele da bidat provereni.

Ajn{tajnovi teorii na relativnost

Objasnuvawe na vakvoto "nepravilno" dvi`ewe na Merkur nemalo se dodeka Ajn{tajn ne poka`al deka Wutnoviot zakon ne e sosema to~en i deka e potrebno toj da se modificira. Vo 1905 godina toj ja dava svojata revolucionerna teorija, poznata kako specijalna teorija na relativnost, vo koja go promenuva klasi~noto sfa}awe za prostorot i vremeto. Deset godini pokasno, vo 1915 godina, Ajn{tajn ja dal op{tata teorija na relativnost vo koja uspe{no ja vklu~il i gravitacijata. Vo ova delo, Ajn{tajn poka`al deka na{ata voobi~aena pretstava za geometrijata ne odgovara na vistinskata geometrija vo Univerzumot. So drugi zborovi, geometrijata koja se u~i vo {kolite poznata kako Evklidova geometrija, ne e geometrija na prirodata. Matemati~arot Minkovski uspeal da ja prevede Ajn{tajnovata fizi~ka teorija na jazikot na geometrijata poka`uvaj}i deka Aj{tajnovata teorija mo`e da bide objasneta kako nova teorija na Vselenata vo koja prostorot i vremeto zaedno gi opredeluvaat osnovnite svojstva na geometrijata. So drugi zborovi, prostorot i vremeto treba da se obedinat vo svet so ~etiri dimenzii poznat kako (prostor-vreme(. [to se odnesuva do gravitacijata, Aj{tajn do{ol na revolucionerna idea deka taa e posledica na zakrivenosta na prostorot pod dejstvo na rasporedenata masa i energija vo nego. Sleduva deka, telata ne se dvi`at po zakriveni orbiti pod dejstvo na gravitacionata sila, tuku se dvi`at po prava pateka vo zakriven prostor. Masata na Sonceto go zakrivuva prostor-vremeto okolu sebe, taka {to i pokraj toa {to Zemjata se dvi`i pravolininski vo ~etiridimenzionalnoto prostor-vreme, nam ni izgleda deka taa se dvi`i po kru`na pateka vo trodimenzionalen prostor. Soodvetno i svetlinata od nekoja dale~na zvezda, minuvaj}i pokraj Sonceto se otklonuva za mal agol, taka {to na nabquduva~ot na Zemjata mu izgleda deka taa zvezda se nao|a na drugo mesto. Ovoj efekt uspe{no se registrira za vreme na zatemnuvaweto na Sonceto. Teoriite na Ajn{tajn mnogu pridonele za revolucionernata promena na sfa}aweto na Vselenata. Stariot model na nepromenliva Vselena, bil zamenet so modelot na Fridman, za dinami~na Vselena koja se {iri i koja, po se izgleda, zapo~nala pred nekoe kone~no vreme i koja mo`e da is~ezne po nekoe vreme.

15

I op{tata teorija na relativnost ne e celosna teorija: taa ne e vo sostojba da odgovori na pra{aweto kako nastanala Vselenata, ili na pra{aweto {to se slu~uva vo centarot na crnata dupka? Vo prvite momenti na sozdavaweto, dimenziite na Vselenata bile tolku mali {to za opi{uvawe na nejzinoto povedenie neohodno e koristewe na edna druga golema teorija na dvaesetiot vek - kvantnata mehanika. Denes, eden od najgolemite predizvici na fizi~arite e formulirawe na teorija koja bi gi obedinela gravitacijata i kvantnata mehanika. Vakvata obideneta teorija, poznata kako Kvantna Gravitacija, bi bila univerzalna teorija sposobna da gi objasni site pojavi vo prirodata. Toa bil i predizvik na Ajn{tajn koj poslednite 10 godini od svojot `ivot gi pominal vo potraga za edna vakva obedineta teorija.

Olga Galbova

16

SONCE

Avtor: Dragan Mihajlovi}; jaspismd@yahoo.com

Te{ko e da se dade definicija za Sonceto, odnosno so edna ili dve re~enici da se ka`e {to e Sonce. Ova na avtorot na ovaa statija mu gi skratuva makite za pi{uvawe voveden del, koj (pokraj zaklu~okot) obi~no e najma~niot del od sekoja statija. Zna~i, Sonceto e: Golemina na Sonceto

Objektite {to se izu~uvaat vo astronomijata imaat dimenzii koi{to te{ko mo`e da se pojmat dokolku se izrazat vo voobi~aeni merni edinici. Na pr., ~ovekot mo`e da si pretstavi objekt so dimenzii do nekolku desetini kilometri, no ne i so dimenzii od milion kilometri. Za da kolku-tolku mu pomogne na sopstveniot razum, ~ovekot vr{i sporedba na mnogu golemi objektite so pomali, ovie, pak, so u{te pomali itn. Od ovie pri~ini, te{ko e da se zamisli goleminata na Sonceto. Ne se nadevam deka od narednive sporedbi }e steknete vistinska slika za goleminata na Sonceto, no vakvite sporedbi sepak se podobri od golite golemite broevi (obi~no prika`ani vo eksponencijalen vid).

Sl. 1. Sporedba na goleminata na Sonceto so goleminata

na planetite od Son~eviot sistem.

Toa be{e sporedba na Sonceto so pomali od nego. Sonceto, inaku, e yvezda so prose~na golemina. Ima yvezdi koi se mnogu pomali od Sonceto

17

(t.n. beli xuxiwa), no ima i yvezdi-xiovi, vo sporedba so koi Sonceto e vistinsko xuxe. Eve ja sporedbata so nekoi pogolemi Son~evi sestri:

Sl. 2 Sporedba na Sonceto (Sun) so nekoi yvezdi-xinovi:

Aldebaran, Rigel, Betelgejz...

Sepak, astronomijata e egzaktna nauka, i redno e da se sviknuvate i na nekoi brojni vrednosti. Podolu e daden tabelaren prikaz so osnovnite parametri od li~nata karta na Sonceto: Tabela 1. Vrednosti na nekoi parametri povrzani so Sonceto. Sredno rastojanie od Zemjata 149 597 900 km (= 1 astronomska edinica)

Rastojanie od centarot na Galaksijata 32 000 svetlosni godini

Period na zavrtuvawe (revolucija) okolu centarot na Galaksijata

okolu 255 000 000 godini

Brzina na revolucijata okolu centarot na Galaksijata

2 150 km/s

Ekvatorijalen pre~nik 1 392 000 km

Sredna gustina (voda=1 g/cm3) 1,409 g/cm3

Gustina vo jadroto 150 g/cm3

Masa (Zemja=1) 332 946 (99 % procenata od masata na celiot Sun~ev sistem)

Volumen (Zemja=1) 1 303 600

18

Struktura na Sonceto Sonceto ima slo`ena struktura. Vo nego se razlikuvaat nekolku zoni. Sekoja od ovie zoni ima svoja funkcija vo odr`uvaweto na stabilnosta na Sonceto.

Sl. 3. Struktura na Sonceto: Core - jadro; Radiative Zone – radijaciska zona;

Convective Zone – konventivna zona; Photosphere – fotosfera; Chromosphere – hromosfera.

Jadro Vo najdlabokata vnatre{nost na Sonceto se nao|a zona nare~ena jadro. Jadroto zafa}a samo 1,6 % od vkupniot volumen na Sonceto, no vo nego se sozdava seta energija {to ja emitira Sonceto. Vkupnata energija {to ja zra~i Sonceto vo edna sekunda iznesuva 4.1026 J (xuli). Ako ovaa vrednost ja podelime so masata na Sonceto, izrazena vo kg (2.1030 kg), }e dobieme deka Sonceto po edinica masa zra~i energija ednakva na 0,0002 J! Malku ili mnogu? Malku! Drvo so masa od 1 kilogram pri sogoruvawe osloboduva milion pati pogolema energija!! Ova verojatno }e ve

19

iznenadi. No, eden kilogram drvo mo`e da gori ~as-dva, no ne i milijarda godini. Opstanokot na planetata Zemja se dol`i tokmu na ovaa slaba efikasnost na Sonceto kako energetska ma{ina. Slabata efikasnost Sonceto ja nadoknaduva so ogromnata masa {to u~estvuva vo sozdavaweto energija. Izrazeno vo vati, kako merka za mo}nost, Sonceto sekoja sekunda emitira energija ednakva na 2.1026 W. Ovaa energija e ednakva na energijata {to bi ja proizvele 2-3 milijardi nuklearni elektrani so mo}nost od 5000 MW. Energijata vo jadroto se sozdava za smetka na termonuklearni reakcii vo koi u~estvuvaat jadrata na vodorodot, odnosno protonite. Kako se odvivaat ovie reakcii? Vo jadroto vladee visoka temperatura (visoka e blag izraz, no koja gode pridavka da ja upotrebite, nema da Vi pomogne podobro da ja opi{ete goleminata na temperaturata vo jadroto: 14 – 15 milioni stepeni!) Na ovaa temperatura kineti~kata energija na protonite e dovolno golema da gi sovlada odbivnite elektrostati~ki sili (protonite se pozitivni ~esti~ki), so {to dva protona mo`e da se pribli`at dovolno blisku za da dojde do slednata reakcija:

p + p = (p + no + e+ + ν) = D + e+ + ν

( p + n0 = D )

Zna~i, od dva protona nastanuva deuterium, pozitron i neutrino (dadeni redosledno na desnata strana od reakcijata). Ako dva protona ne mo`at da ostanat zdru`eni zaedno (bidej}i, kako pozitivni, se odbivaat), protonot i neutronot ostanuvaa zdru`eni: ovaa zaednica na dvete ~esti~ki pretstavuva jadro na deuteriumot, izotop na vodorodot.

Va`na napomena: Neutronot ne nastanuva pri sekoj sudir me|u dva protona. Samo retko, isklu~itelno retko, pri sudir na dva protona, edniot proton se re{ava da premine vo neutron! Ova dvoumewe na protonot ja diktira brzinata (odnosno, bavnosta) na ovaa nuklearna reakcija. Koga pri sekoj me|useben sudir na protoni bi se sozdal neutron, Sonceto odamna bi eksplodiralo kako hidrogenska bomba! (Zabele{ka: poprecizno ka`ano, preminot na protonot vo neutron e spontan, i ne e predizvikan od sudir, no prikaznata vaka e pokusa i pojasna!). Ponatamu reakcijata prodol`uva pri sudiri na deuteriumot so protonot:

D + p = 3He + γ

3He + 3He = 4He + p + p + γ

20

odnosno, preku izotopot na heliumot (3He), krajniot proizvod na ciklusot na termonuklearnata fuzija na vodorodot e jadro na helium. Energijata {to se osloboduva vo ovie reakcii, vo vid na gama zra~ewe, e obele`ana so γ. Slednava brojka treba da ja zapametite, za da imate respekt sprema Sonceto: sekoja sekunda vo jadroto na Sonceto 600 milioni toni vodorod preminuvaat vo helium! Radijaciska zona Gama zracite od jadroto, so sudni maki, i pokraj visokata energija {to ja imaat, uspevaat da go napu{tat jadroto i da preminat vo sloj nad jadroto vo koj ne se odvivaat nuklearni reakcii. Ovoj sloj e poznat kako radijaciska zona i osnovna funkcija na ovoj sloj e da ja prenese energijata od jadroto kon povisokite sloevi. Sekako, ovoj sloj ima i druga va`na funkcija. Pritisokot, {to ovoj sloj go vr{i vrz jadroto, e pri~ina za dostignuvaweto na visokata temperatura vo jadroto, potrebna za otpo~nuvawe na termonuklearnite reakcii. Temperaturata vo radijaciskata zona postepeno se namaluva odej}i kon povr{inata na zonata, i toa od nekolku milioni stepeni (najbliskite sloevi do jadroto) do temperatura od okolu milion stepeni, vo najvisokite sloevi na zonata. No, gama fotonite ne mo`at brgu da minat niz radijaciskata zona. Potrebni se stotici iljadi godini eden gama foton, sozdaden vo jadroto, da izleze na povr{inata od zonata (vsu{nost, voop{to ne mo`e da se zboruva za izleguvawe na prvi~no formiran foton, bidej}i toj bezbroj pati se apsorbira i povtorno emitira vo tekot na probivaweto kon povr{inata). Toa zna~i deka, dokolku vo Sonceto bi prestanale da se slu~uvaat termonuklearni reakcii, Sonceto u{te dolgo, dolgo bi se osloboduvalo od svojata vnatre{na energija. Nie ne bi ni znaele deka pe~kata vo Sonceto e zgasnata. Konvektivna zona Nad radijaciskata zona se protega zonata na prenosot na energijata po pat na konvekcija. Imeno, brzinata na dvi`eweto na vodorodnite i na heliumovite jadra (ne atomi, za{to poradi visokata temperatura tie si gi izgubile svoite elektroni!) vo radijaciskata zona e tolku golema {to voop{to ne mo`e da stane zbor za nekakvo konvektivno dvi`ewe na pogolemi masi materija vo odredena nasoka. Ednostavno, seta radijaciska zona e eden oblak joniziran gas (plazma) vo koj e nevozmo`no da se zabele`i naso~eno dvi`ewe. Vo konvektivnata zona, pak, temperaturata iznesuva od 100 000 K (poblisku do radijaciskata zona) do 10 000 K (gornite sloevi na zonata), {to e dovolno ladno gasot da mo`e da se dvi`i konvektivno i da ja prenesuva toplinata od vnatre{nosta so sopstveno naso~eno dvi`ewe (a ne so napreduvawe na zra~eweto, kako vo radijaciskata zona). Se razbira, vakviot

21

prenos e samo dominanten, bidej}i i vo ovaa zona energijata se prenesuva po pat na zra~ewe! Fotosfera Konvektivnata zona ne e dostapna za nabquduvawe. Zra~eweto {to izleguva od ovaa zona se apsorbira i se transformira od strana na slojot nad konvektivnata zona, nare~en fotosfera. Fotosferata e prvata vidliva oblast od Sonceto. Nabquduvana so teleskopi ili snimana od vselenski sondi, fotosferata poka`uva karakteristi~na struktura. Osnoven element vo fotosferata se granulite. Toa se oblasti na vrel gas {to izbivaat od podlabokite sloevi, se ladat vo povisokite zoni od fotosferata, i povtorno se spu{taat kon dlabo~inite. Granulite ja ispolnuvaat seta povr{ina na Sonceto. Vsu{nost, Sonceto nema povr{ina vo vistinska smisla na zborot. Po~nuvaj}i od samoto jadro, materijata na Sonceto e vo forma na plazma (joniziran gas) ~ija gustina i temperatura postepeno opa|a. Ne postoi ni{to {to bi nalikuvalo na nekakva te~na, stopena masa, nekakov usviten okean na povr{inata na Sonceto. Plazmata {to ja so~inuva fotosferata ima gustina pomala od gustinata na Zemjinata atmosfera!

Sl. 4. Fotosfera so karakteristi~na granularna struktura. Temnite delovi se t.n. Son~evi pegi.

Debelinata na fotosferata iznesuva samo 400 km, {to e navistina malku vo sporedba so dimenziite na Sonceto. Temperaturata vo dolnite sloevi na fotosferata iznesuva 6000 K, a na pogornite sloevi 4500 K.

22

Son~evite pegi se formacii vo fotosferata povrzani so Son~evoto magnetno pole. Imeno, poradi dvi`eweto na plazmata vo konvektivnata zona, vo gornite sloevi na Sonceto postojat silni magnetni poliwa. Magnetnite silovi linii, osven {to se zatvoreni vo podlabokite zoni, ~esto izbivaat nad fotosferata. Ovie linii gi sledat mlazevi joniziran gas.

Magnetni linii

Par Son~evi pegi

Sl. 5. Magnetni silovi linii i Son~evi pegi, {to se formiraat na mestata

na izleguvaweto i na povtornoto vleguvawe na silovite linii vo fotosferata.

Magnetnite silovi linii na Sonceto se neobi~ni poradi faktot deka site delovi od nadvore{nite sloevi na Sonceto ne rotiraat so ista brzina. Imeno, delovite okolu ekvatorot rotiraat so pogolema brzina vo sporedba so delovite okolu polovite. Ova doveduva do iskrivuvawe na magnentite silovi linii, nivno deformirae i prekinuvawe vo pravilni vremenski intervali, koi{to iznesuvaat 11 godini. Ovoj ciklus na promenite na magnetnite silovi linii na Sonceto e prosleden so promena vo aktivnosta na Sonceto. Na sekoi 11 godini aktivnosta na Sonceto dostignuva maksimum, koga i brojot na pegite e najgolem, a i drugite aktivnosti se intenzivni (vo hromosferata i vo koronata).

23

Sl. 6. Promena na magnetnite silovi linii na Sonceto poradi razli~na brzina na rotacija na konvektivnata zona.

Potemnata boja na Son~evite pegi se dol`i na nivnata poniska temperatura (za okolu 1000 K) vo odnos na okolnata. Pri~inata za poniskata temperatura e zabavenoto dvi`ewe na plazmata, zarobena so magnetnite silovi linii, so {to e zabavena zamenata so potopli masi gas od podlabokite sloevi.

So pomo{ na sondi, isprateni kon Sonceto, dobieni se izvonredni snimki na koi se zabele`uvaat joniziranite gasovi {to gi sledat magnetnite silovi linii. Snimkite se napraveni vo ultravioletov del od spektarot, poradi {to delovite od fotosferata, vo koi ultravioletovoto zra~ewe pomalku e izrazeno, izgledaat temni.

24

Sl. 7. Snimka na magnetnite silovi linii {to izleguvaat i povtorno vleguvaat vo fotosferata, vidlivi vo ultravioletova svetlina

blagodarenie na dvi`eweto na plazmata dol` samite linii. Za sporedba na goleminata na ovie formacii, prika`ana e i Zemjinata topka.

Zemjina topka

Hromosfera Posleden, “nadvore{en sloj na Sonceto e nare~en hromosfera. Vo hromosferata, makar {to taa pretstavuva krajno razredena plazma (gustinata iznesuva stomilijarditi del od gustinata na Zemjinata atmosfera!), sepak se nabquduvaat interesni fenomeni. Glavni formacii vo hromosferata se spikuli, plameni plazmeni jazici koi izviraat od fotosferata i se izdigaat do nekolku iljadi kilometri vo viso~ina. Samata hromosfera, inaku, se protega 12000 - 15000 km nad fotosferata. Plameni jazici so pogolema masa, koi se izdigaat visoko nad povr{inata na hromosferata, se nare~eni protuberanci. Korona Mlazovi gas, izfrleni daleku od povr{inata na Sonceto, so temperatura od milion stepeni, ja so~inuvaat koronata. Koronata mo`e da se zabele`i za vreme na Son~evite zatemnuvawa, ili so specijalni instrumenti - koronografi.

25

Sl. 8. Burni procesi vo hromosferata, snimeni vo ultravioletova svetlina

Sl. 9. Snimka na hromosferata na koja se vidlivi spikulite

26

Sl. 10. Snimka na Spn~eva protuberanca, silen mlaz od usviten gas koj izbiva daleku nad hromosferata.

Sl. 11. Snimka na Son~evata korona.

(Zabele{ka: slikite se prezemeni od internet-sajtovi so klu~ni zborovi: sun, structure, photosphere, chromosphere).

27

Планети и мали тела во Сончевиот систем Тања Петрушевска tanjapet@mol.net.mk

Споредба на дијаметрите на поголемите сателити и најмалите планети

Васко Цацаноски vcacanoski@yahoo.com

Нашиот сончев систем, според традиционалната поделба, се состои од просечна ѕвезда која ја нарекуваме Сонце, планети (големи тела кои орбитираа околу Сонцето: Меркур, Венера, Земја, Марс, Јупитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон), сателити на планетите (месечини, објекти со различна големина кои орбитираат околу планетите), бројни комети (мали објакти составени од мраз со крајно екцентрична орбита), астероиди (мали густи објекти кои орбитираат околу Сонцето; воглавно се наоѓаат помеѓу орбитите на Марс и Јупитер), метероиди (потенцијални метеори), како и меѓупланетарниот простор. Но сепак има бројни отстапки:

• Постојат повеќе сателити поголеми од Плутон и два поголеми од Меркур.

• Има повеќе мали месечини кои најверојатно се заробени асте-роиди.

• Кометите некогаш се „сми-руваат“ и повеќе неможе да се разликуваат од астероидите.

• Објектите од Кјуиперовиот Појас и другите како Харон не се вклопиваат во поделбата.

• Системите Земја-Месечина и Плутон-Харон некогаш се сметаат како „двојни планети“.

28

Планети

29

Орбитите на сите планети се елипси со Сонцето во едниот од фокусите. Кај сите планети елипсите ре-чиси се кружници, освен Меркур и Плу-тон кои имаат многу издолжени елипси. Кога би погледнале од над северниот пол на Сонцето, планети-те орбитираат во на-сока обратна од дви-жењето на часовни-кот. Планетите орбитираат речиси на иста рамнина наречена еклиптика, рамнина дефинирана од

орбитата на Земјата. Еклиптиката е наклоната за околу 7 степани од рамнината на Сончевиот екватор. Плутон единствено е исклучок. Рамнината на којашто тој орбитита е наведена 18 степени во однос на еклиптиката. Заради тоа, во дел од својата орбита Плутон е поблизу до Сонцето од Нептун.

Планетите прикажани сразмерно според својата големина

Меркур

Меркур е најблиската планета до Сонцето. Неговата орбита има изразен елипсоиден облик. Кога се наоѓа во точката кога е најблиску до Сонцето (перихел), тој е оддалечен 46 милиони киломерти (0,308 AU), а кога е во најоддалечената (афел), оддалечен е 70 милиони километри (0,467 AU).

Според големината Меркур е втора најмала планета. Дијаметарот му е 40% од Земјиниот, односно за 40% поголем од оној на Месечината.

Планетата Меркур е видлива и со голо око. Можеме да ја набљудуваме дваесеттина дена во текот на годината и тоа или веднаш по зајдисонце или пред изгрејсонце. Бидејќи се наоѓа

близу до Сонцето, никогаш неможе да го забележиме искачен повеќе од дваесеттина степени над хоризонтот. Како последица на тоа што Меркур е поблиску до Сонцето во однос на Земјата, Меркур гледан гледан од Земјата пројавува мени, слично како Месечината.

Меркур

Наклонетоста на оската на ротација на Меркур во однос на рамнината на која орбитира околу Сонцето е само 2°. Постои чуден однос помеѓу времето на ротација на Меркур околу својата оска и времето на револуција околу сонцето. Потребни му

се 59 земјини денови еднаш да се заврти околу својата оска, што е точно 2/3 од 88 дена, колку што изнесува една негова година. Заради чудниот однос на Меркуривиот ден и година, кога астронаут би стоел на Меркур, за него времето помеѓу две изгрејсонца би било 176 земјени денови. Ако се земе предвид и елипсоидната патека едно деноноќие би изгледало вака: Сонцето изгрева на исток и додека се движи кон зенитот станува cе поголемо. Тука ќе застане и ќе почне да се движи наназад, кон исток, за потоа пак да застане и да продолжи да се движи кон запад. Притоа сe до заоѓањето тоа станува сe помало и помало. Просечната големина на Сончевиот диск е 2,5 пати поголема од Сончевиот диск гледан од Земјата. Меркур нема атмосфера. Поради својата мала маса, а следствено и мала гравитација тој не успеал во текот на историјата да ја задржи. Единствено нешто што може да се забележи налик на атмосфера се локални слаби концентации на натриум (Na), резултат на сончевиот ветар кој ги избива од површината на Меркур. Ова не значи дека натриумот е најзастапен елемент на површината, која воглавно е составена од силикатни карпи. Во внатрешноста се наоѓа јадро од железо и никел поради што Меркур има маглнетно поле кое е само 1% од јачината на Земјиното магнетно поле и е наклонета 7° во однос на оската на ротација.

Дневната температура на површината на Меркур е над 500 K (227 °С), а ноќе може да падне до 100К (-173 °С). Големите дневни температури се резултат на фактот дека Меркур се наоѓа многу близу до Сонцето, а додека студените ноќи се должат на отсуството на атмосфера или друг флуид (како што се океаните на Земјата) кои во текот на ноќта јас оддаваат топлината која ја акумулирале тој ден. Во некои региони, зо зависност од типот на почвата, температурата може да достигне и до 600 К (327 °С). Заради изолаторскиот ефект на горниот слој на почвата, веднаш под површината температурата се дижи од 314 К до 446 К.

Меркур досега бил посетен само е едно летало - Маринер 10, кое во текот на 1974 и 1975 три пати пролетало покрај планетата. Успеал да сними 45% од површината, процент кој до денес не е зголемен заради блискоста на Меркур до Сонцето, што го отежнува неговото фотографирање.

Површината на Меркур многу наликува на површината на Месечината. Изрешетана од безбројни кратери кои се резултат од интензивното бомбардирање со метеори во

раната историја на Сончевиот систем, пред 4,5 до 3,5 милијарди години. Но за разлика од Месечината, заради нешто поголемиот дијаметар, дебелината на литосферата е потенка (потребно е подолго време да се излади), а исто така може

слика од површината на Меркур

30

да се забележат рамнини од лава и гребени кои се резултат на вулканската историја на Меркур.

До почетокот на XX век Меркур им создавал проблеми на астрономите бидејќи неговата орбита не можела да се објасни со помош на Њутновата механика. Постоеле мали, но недозволливи разидувања помеѓу пресметаните и набљудувание резултати. Еден можен одговор кој бил во оптек во тоа време бил дека постои уште една планета која орбитира уште поблиску до Сонцето - планетата Вулкан (дури и добила име пред да биде откриена). Сепак вистинскиот одговор го дал Алберт Ајнштајн со Општата теорија на релативноста, која потполно го објаснувала движењето на Меркур без никакви непостоечки планети. Движењето на Меркур бил првиот практичен доказ за Општата теорија на релативноста.

Венера

Ако се суди според големината, Венера слободно може да се нарече сестра на Земјата. Ниедно тело во Сончевиот систем нема толку слична големина и маса, дијаметарот на Венера е 95% од Земјиниот, а масата, заради помалата просечна густина, е 82% од Земјината.

Густата атмосфера на Венера

Венера на ноќното небо се појавува како најсветол објект, веднаш по Месечината. Исто како и Меркур, таа пројавува мени и може да се набљудува само по зајдисонце или пред изгрејсонце (бидејќи се поблизу со Сонцето во однос на Земјата). Бидејќи е најсветла "ѕвезда" на нашето небо, првата светла точка која ќе се појави по заоѓањето на Сонцето е токму Венера. Одтука кај нашиот народ Венера е позната како "ѕвезда вечерница", кога се гледа по заоѓањето на Сонцето, односно "ѕвезда деница" кога се гледа пред неговото изгревање.

Венера видена со помал телескоп - Фотографија на Скопско Астрономско Друштво

Во споредба со сите други планети во Сончевиот систем, Венера има уникатна ротација околу својата оска. Сите планети ротираат проградно - од запад кон исток (затоа Сонцето, кога се наоѓате на нив, привидно се движи од исток кон запад), а само Венера ротира ретроградно - од исток кон запад. Исто така необична е и нејзината бавна ротација околу својата оска која трае 243 земјнини денови. Годината на Венера, времето потребно да заврти полн круг колу Сонцето е нешто покусо, 224,7 земјнини денови. Од слични причини како во случајот со Меркур, кога би се наоѓале на Веенра денот не би ни траел 243 земјнини денови, туку "само" 117. Причината за ретроградното движење, како и за бавната ротација сеуште не е точно

31

одредена, но можно е дека настанале како резилтат на гравитационото влијание на Земјата или на судир со некое големо тело (поголемо од Месечината) во времето кога Сончевиот систем бил сеуште во формирање. Наклонетоста на оската на ротација во однос на памнината по која се движи околу Сонцето е 0,7°, односно ако се земе предвид ретроградното движење 177,3°, што би значело дека на Венера нема годишни времиња.

Просечната оддалеченоста на Венера од Сонцето е 108,2 милиони километри (0,723 AU). Таа, во однос на сите други планети, најмогу се приближува до Земјата, па би можело да се заклучи дека Венера може најдобро да се набљудува со телескоп. Но тоа не е воопшто така. Денес ние ниту со најдобрите опички телескопи неможеме да видиме нешто повеќе одошто гледал првиот човек кој ја гледал Венера низ телескоп, Галилео Галилеј. Единствено што може да види е дека Венера има мени, а неможе никако да се забележи било каков релјеф. Причината за тоа ја дал М. Ломоносов во 1761 кога до набљудувал феноменот кога Венера е помеѓу Сонцето и Земјата. забележал дека позадинското Сонце создава прстен околу Венера, што недвосмислено значи дека Венера има атмосфера. Во 1928 година американскиот астроном Френк Рос користејќи филм осетлив на улртавиолетова светлина фотографирал темни облици во астмосферата кои всушност се различно типови облаци кои се разликуваат по составот, гоменината на честичките од кои се составени, како и висината на која се наоѓаат. Во 1932 судејќи според спектроскопските анализи на атмосферата утврдено е дека таа содржи огромнои количествa јаглерод диоксид (CO2), подоцна се покажало дека тој е застапен со 96%. Откритието дека Венера има атмосфера, како и тоа дека има густи облаци, било повеќе од добра почва на писателите на научна фантастика да шпекулираат дека Венера под гусите облаци всушност е огромна џунгла, нешто налик на Амазонската. Откритието дека во составот на атмосферата речиси и да нема вода, а особено сознанието за темпетарурите кои владеат во долните слоеви на атмосферата ги отфрлило сите овие приказни. Имено, кога во 1960 година било измерено топлинското зрачење на планетата во помош на радио бранови било забележана температура од 750 К (477 °С). Ваквата температура останува релативно константна и во текот на ноќта.

Како е можно Венера, која се наоѓа подалеку од Сонцето да има повисока температура на површината од Меркур кој е поблизу? Тоа е заради ефектот на стаклена градина. Имено, СО2 е провиден за сите видливи и ултравиолетови зраци, но многу силно го апсорбира топлинското, односно инфрацрвеното зрачење. Сончевата светлина која ќе дојде до површината, ја загрева, па таа зрачи инфрацрвениот спектар, но облаците речиси сосема ја апсорбираат оваа светлина. Со тоа тие ја задржуваат топлината, сe додека мал дел не успее да се извлече. Така, рамнотежата со новопристигнатата топлина настанува некаде на 480 °С. Со помош на сондата Венера 7, потврдена е оваа висока температура, но и откриен е еден многу важен факт поврзан со атмосферата на Венера. Атмосферскиот притисок на површината е 90 пати поголем од атмосферскиот притисок на површината на Земјата на морско ниво, што би значело дека чувството да се стои на површината на Венера е приближно исто како да се стои 1000m под морското ниво. Затоа

32

сондите кои се праќат на Венера не само што мора да издржуваат високи температури, туку и да бидат налик на подморници - да издржуваат високи притисоци.

Со помош на советските сонди "Венера"и "Вегас", како и американските "Mariner" и "Pioneer Venus" дојдено е до многу интересни сознанија за составот на атмосферата на Венера. Покрај доминантниот јаглерод диоксид, постојат мали количини азот, водена пареа, аргон, јаглерод моноксид и други гасови. На висина од 50 до 60 km над површината се наоѓаат облаци од концентрирана сулфурна киселина кои се движат со брзина од 360 km/h. Како што се кондензираат капките сулфурен дожд, така паѓаат, но паѓајќи доаѓаат до потопли региони на атмосферата каде испаруваат и повторно во вид на пареа се краваат во горните слоеви. Затоа облаците од сулфурна киселина на Венера имаат точно дефинирано долно ниво, а сулфурните дождови никогаш не стигнуваат до површината каде и покрај кристално чистото небо во текот на целиот ден владее самрак бидејќи сулфурните облаци пропуштаат само 10% од сончевата светлина.

Од сликите кои ги имаат пратено сондите кои се спуштиле на површината на Венера, може да се забележат воглавно вулкански пејсажи. Судејќи според промените, во одредени региони, на концентрацијата на сулфур диоксид (SO2), кој интензивно се исфрла при вуклански активности, може да се заклучи дека дел од тие вулкани и денес се активни. На површината неможат да се забележат бројни кратери како кај Месечината и Меркур, што не значи дека Венера не била бомбардирана од метеори, туку заради густата атмосфера, а особено заради јаката вулканска активност пред околу 800 милиони години површината е прекриена со карпи од лава, одностно тие кратери се избришани.

Малкуте кратери од удари на метеори обично се наоѓаат во формации бидејќи настанале од еден поголем метеор кој непосредно пред да падне на површината се распаднал.

фотографија од површината на Венера

Јадрото на Венера е составено од никел и железо, но заради бавната ротација околу својата оска нема магнетно поле.

Венера треба на нас земјаните да ни послужи како пример што може да се случи со Земјата доколу се продолжи со континуираното исфрлање СО2 во атмосферата (на секоја декада количеството јаглерод диоксид во атмосферата се зголемува за 2 до 3%). Многу е важно да се открие за колку би се зголемила температурата доколку се уфрли извесно количество СО2 во атмосферата. Венера можеме да ја

33

искористиме како огромна природна лабораторија за разбирањето на евентуалните климатски промени на Земјата.

Земја

На луѓето им требало време да сфатат и да се помират со фактот дека Земјата не е ништо друго само обична "топчеста карпа" што орбитира околу Сонцето. Таа е трета по оддалеченост од него и орбитира на просечна оддалеченост од 149,6 милиони километри (1AU).

Според составот не се разликува многу од останатите внатрешни планети. Разликата е во тоа што е нешто поголема од нив (дијаметарот на екваторот е 12756 km) и има најголема густина од сите планети, 5,52 пати поголема од густината на водата. Внатрешната структура содржи четири региони помеѓу кои промената на густината е скоковита. Внатрешното јадро, кое се наоѓа во цврста состојба, е воглавно составено од железо и негови легури со никел. Температурата во центарот на јадрото е 7500 К, што е за околу 1500 К повисока од температурата на површината на Сонцето. Надворешното јадро е има сличен состав, но е во течна состојба. Обвивката во најголема мера е составена од цврсти силикатни карпи чија густина

кон површината опаѓа. Најнадворешниот слој е земјината кора (литосфера) чија дебелина варира, од 5km под океаните, до 30km под континентите. За разлика од другите тела во Сончевиот систем,

Земјата од перспектива на астронаут

кората на Земјата е поделена на неколку цврсти плочи кои "пловат" на полутечниот слој веднаш под литосферата наречен астеносфера. Некогаш плочите се движат една кон друга, а друг пат се оддалечуваат. Пукнатините долж краевите на

плочите обично се места со чести земјотреси и активни вулкани. Ваквото движење на континентите се одвивало уште од многу одамна. Така пред 250 милиони години на Земјата постоел само еден континет за подоцна полека да почнат да се одвојуваат континентите какви што денес ги знаеме. Овој процес ќе трае и во иднина, па милиони години од сега Американскиот континент ќе се оддалечи уште повеќе кон запад, а Африка ќе се спои со Евроазија.

Тектонските плочи на Земјата

Атмосферата штом ќе се излезе од неа

Засега единствено на Земјата со сигурност знаеме дека постои живот. Тоа се должи на фактот дека водата и кислородот тука

34

можат да се најдат во изобилство. Но кога некој би ја посетил Земјата во нејзината рана историја, таа воопшто не би изгледала на денешната "сина планета", туку повеќе или помалку слична како останатите негостољубиви планети. Раната атмосфера се формирала од вулканските гасови кои воглавно содржат вода и јаглерод диоксид. Како што Земјата се ладела, водата се кондензирала во океани оставајќи го јаглерод диоксидот осамен да ја формира тогашната атмосфера која била погуста од денешната. Јаглеродниот диоксид се раствора во вода формирајќи јаглеродна киселина која реагира со карпите на океанското дно, процес при кој се создаваат карбонатни (јаглеродни) карпи. На овој начин количеството на CO2 во атмосферата постојано се намалувало (и сеуште се намалува). При процесот на фотосинтеза растенијата, се разбира откако се појавиле, јаглеродниот диоксид го претвораат во молекуларен кислород (О2). Атмосферата со застапеност од 22% О2 (како денес) постои од пред 2,5 до 2 милијарди години. О2 хемиски многу лесно реагира. Со многу хемиски елементи и соединенија формира оксиди, со водородот реагира создавајќи вода итн. Затоа кога би ги снемало растенијата тој целосно би исчезнал за стотина милиони години.

Оската на ротација на Земјата околу својата оска е наведната за 23,45° во однос на нормалата на еклиптиката, благодарејќи на тоа постојат годишни времиња. Интересен е фактот дека кога Земјата е најблиску до Сонцето, заради наклонетоста на оската на ротација, тогаш на северната хемисфера е зима, а кога е најоддалечена тогаш кај нас е лето. Ова значи дека аголот под кој паѓаат сончевите зраци исто така многу влијае на температурата на површината на Земјата.

Заради привлечните влијанија на Месечината и Сонцето, Земјата прави мали движења така што оската на ротација покажува во различни правци. Гледано од страна оската на ротација би опишувала конус. Времетраењето на еден таков циклус трае 26000 години. Денес оската покажува кон ѕвездата Севенрица, а за околу 13000 години на местото каде што би бил северниот небесен пол (правецот на оската на ротација) би била ѕвездата Вега, која во овој момент е оддалечена повеќе од 40° од него. Ваквото движење на Земјата ги објаснува периодичните ледени времиња кои настануваат со исто толкав период.

Земјата има магнетно поле, но северниот магнетен пол не се совпаѓа со географскиот северен пол. Тој отстапува за 11° од него и се наоѓа во северните делови од Канада. Затоа компасите не покажуваат точно кон северниот геогрефски

пол, туку кон магнетниот. Магнетизмот не настанува длабоко во внатрешноста на Земјата иако е составен воглавно од железо, бидејќи е претопло во тој регион и неможе да се магнетизира материјалот, туку од течното надвотешно јадро. Магнетното поле не е симетрично, туку е сплескано во правецот кон Сонцето заради неговото влијание. Магнетното поле нe штити од штетното влијание на наелектризираните честички од сончевиот ветар. Но сепак, мал дел од нив пробиваат до атмосферата и во

Земјата со својот сопатник

35

северните предели се гледаат како аурора (поларна светлина).

Периодот на ротација околу својата оска е 23,93 часа, а периодот на ротација околу Сонцето е 365,26 денови. Заради тоа секоја четврта календарска година е престапна, односно наместо 365 има 366 денови.

Земјата има еден природен сателит - Месечината и два облака гасови и прашина (облаци на Кордилевски) кои се наоѓаат во т.н. Лагранжови точки (точки кои заедно со Земјата и Месечината формираат рамностран триаголник). Земјата има и огромен број на вештачки сателити (создадени од човекот), чиј број е постојано во пораст.

Марс

Марс е четвртата планета од Сонцето со просечна оддалеченост од 227.940.000 km (1,52 AU). Со дијаметар од 6794 km (речиси двојно помал од Земјата) е седма планета според големина. Марс(грчки Арес) е бог на војната. Планетата веројатно го добила името заради својата црвена боја, а понекогаш се нарекува и црвената планета.

Првото вселенско летало кое го посетило е Mariner 4 во 1965, по што следела уште серија други меѓу кои и Mars 2, првото сонда која слетала на Марс. Други поуспешни мисии на Марс се двете летала

Viking од 1976, како и Mars Pathfinder од 1997.

Орбитата на Марс е значително елиптична. Тоа резултира со промена на температурата од 30°C во афел и перихел. Ова има колемо влијание на климата на Марс. Додека просечната температура е 218 К (-55°С), температурата на површината се движи од 140 К (-133°С) на половите во зима, до 300 К (27 °С) преку ден во текот на летото.

Марс

Mars Pathfinder - делумно успшна мисија, роверот веднаш се заглави под карпа

36

Иако Марс е многу помал од Земјата, копнената површина му е приближно иста како на Земјата (заради водените површини на Земјата).

Освен Земјата, Марс е има најразнолик и најинтересен релјеф од сите планети од земјин тип. Поинтересните области се: - Olimpus Mons: највисоката планина во Сончевиот Систем, 24 km над околната рамнина. Основата му е над 500 km во дијаметар, обиколена со гребен висок 6 km. - Tharsis: висорамнина долга 4000 km и 10 km висока. - Valles Marineris: систем од кањони 4000 km долг и од 2 до 7 km длабок.

- Hellas Planitia: кратер од удар на метеор во јужната хемисфера преку 6 km длабок и 2000 km во дијаметар.

Поголемиот дел од површината на Марс е стара и исрешетана од удари на метеори, но исто така има и многу новосоздадени долини, планински масиви и рамнини. Јужната хемисфера е воглавно составена стари планини изрешетани со кратери од метерои, налик на релјефот на Месечината. Но северната хемисфера е сосема различна, содржи рамнини кои се создадени во блиското минато,

пониски се и имаат многу посложена историја. Причината за ваквата разлика во релјефот на северната и јужната хемисфера не е позната.

Јужната хемисфера на Марс

Најверојатно Марс има густо јадро 1700 km во радиус, течна карпеста обвивка обвивка која е нешто погуста од земјината и тенка кора. Податоците од Mars Global Surveyor укажуваат на тоа дека марсовата кора е околу 80 km дебела на јужната хемисфера и 35 km северната. Релативно малата густина во споредба со другите планети од земјин тип укажува дека кората веројатно содржи релативно големо количество сулфур во соединение со железо (железо и железо сулфид).

Како на Меркур и Месечината, на Марс денес најверојатно нема активни тектонски плочи. Без движења на плочите, вулкански активните точки под површината остануваат на исто место во однос на површината. Ова, заедно со слабата гравитација се причионата за огромните вулкани и висорамнината Tharsis. Денес нема докази за моменталната вулканска активност. Но сепак има нови докази од Mars Global Surveyor дека Марс можеби има тектонска активност во скоро мината што споредбата со Земјата ја прави уште поинтересна.

37

Има многу јасен доказ за ерозија на многу места на Марс вклучувајќи огромни канали создадени од поплави како и мали речни корита. Во еден момент од историјата со сигурност имало некаков течен флуид на површината. Водата е најверојатната течност, но постојат и други можности. Веројатно постоеле големи езера или можеби и океани. Доказ за тоа се и некои многу добри фотографии направени од Mars Global Surveyor. Но изгледа дека тоа траело многу кратко и многу одамна; староста на ерозионите канали е проценета на околу 4 милијарди години. (Valles Marineris не е кањон создаден од река. Формиран е со истегнување и испукнување на кората, процес поврзан со создавањето на Tharsis.)

Речните канали на Марс - доказ дека некогаш постоела течна вода

Во својата рана историја, Марс бил многу сличен со Земјата. Како и Земјата, скоро целиот јаглерод диоксид од атмосферата бил претворен во јаглеродни (карбонатни) карпи. Но немајќи ги тектонските движења на плочите, Марс не е во состојба да го обнови првобитното количество јаглерод диоксид со што неможе да создаде значителен ефект на стаклена градина. Затоа површината на Марс е многу поладна од на Земјата дури и кога би биле на иста оддалеченост од Сонцето.

Марс има многу тенка атмосфера составена воглавно од јаглерод диоксид (95,3%), азот (2,7%), аргон (1,6%) и траги од кислород (0,15%) и вода (0,03%). Просечниот атмосферски притисок е само околу 7 милибари (помалку од 1% од земјниниот), но значително се менува со висината, од 9 милибари во најдлабоките басени до 1 милибар на врвот од Olimpus Mons. Но сепак доволно е густа може да се создадат многу јаки ветрови и огромни песочни бури што понекогаш и ја прекриваат целата планета со месеци. Марсовата атмосфера е толку густа што може да создаде ефект на стаклена градина но толку јака што ја зголемува површинската температура за само 5 степени, многу помалку од влијанието на стаклената градина кај Земјата или Венера.

Марс на обата пола има перманенетни ледени капи составени најмногу од јаглерод диоксид во тврда агрегатна состојба ("сув мраз"). Поларните капи се сотавени од слоеви мраз со ралично концентрација прав. За време на летото на северната фемисфера јаглерод диоксидот од тамошната поларана капа сосема испарува и останува само водениот мраз. Не е позната дали постои сличен слој од воден мраз под јужната поларна капа бидејќи тамошниот јаглерод диоксид никогаш не исчезнува сосема. Начинот на кој се создаваат слоевите не е познат, но можеви е заради климатските промени поврзани со долготранјата промена на инклинацијата на сопствената оска на ротација во однос на рамнината на која орбитира околу Сонцето. Исто така извесно количесто обичен (воден) мраз се наоѓа и под површината во близина на екваторот. Периодичните промени на големината на поларните капи (испарувањето на јаглеродниот диоксид) предизвикуваат глобални промени и на атмосферскиот притисок за околу 25% (мерено од летелата Viking на местата каде се спуштиле).

38

Скорешните набљудувања од извршени од телескопот Хабл (Hubble Space Telescope) откриле дека условите за време на мисиите Viking не биле типични. Атмосферата на Марс сега изгледа поладна и посува отколку што било измерено со сондите Viking.

Леталата Viking извршиле експерименти со цел да утврдат дали постои живот на Марс. Резултатите биле донекаде двосмислени, но повеќето научници сметаат дека тие не докажуваат постоење на живот на Марс (сепак постои контроверност). Оптимистите укажуваат дека само два мали примероци се истражени кои не потекнуваат од регионите со најпогонди услови за живот.

Мал број на мереорити кои паднале на Земјата потекнуваат од Марс. Во август 1996 беше објавена првата потврда за пронајдени остатоци од органски материи на метеорит кој потекнува од Марс. Луѓето кои ги открија органските материи на метеоритот велат дека тие се создадени од прастари марсовски микроорганизми.

Колку и да е интересно ова откритие, важно е да се истакне дека тоа не го докажува постоењето на вонземски живот. Исто така имаше неколку контроверзни студии објавени по тоа откритие кои го отфрлаат како доказ за постоење вонземски живот.

Големи, но не и глобални, слаби магнетни полиња постојат на различни региони на Марс. До ова неочекувано откритие дојде Mars Global Surveyor неколку дена откако започна со орбитирањето околу Марс. Тие веројатно се остатоци од претходното глобално магнетно поле кое исчезнало. Тоа може да има значајно влијание на структурата на внатрешноста на Марс и на историјата на атмосферата, а со тоа и на можноста на постоење живот во минатото.

Кога се наоѓа на ноќното небо Марс е лесно забележлив и со голо око. Неговата привидна магнитуда значително се менува во зависност од релативната позиција во однос на Земјата.

Марс има два мали сателити кои орбитираат многу близу до површината.

Фобос

Фобос е поголемиот и внатрешниот сателит на Марс. Фобос е поблизу до својата планета од било кој друг сателит во Сончевиот систем, помалку од 6000 km над површината. Исто така е и еден од најмалите во Сончевиот систем со просечен дијаметра од 22,2 km (има неправилна форма 27 x 21,6 x 18,8 km).

39

Според грчката митологина Фобос е еден од синовите на Арес (Марс) и Афродита (Венера). "Фобос" на грчки значи "страв".

Фобос, кога би се наоѓале на површината на Марс, би изгревал на запад, многу брзо би се движел по небото и заоѓа на исток, вообичаено двапати дневно. Толку е блиску до површината што неможе да види од било кој точна на површината на Марс.

Иднината на Фобос е "проколната": бидејќи орбитира под синхроната висина, привлечните сили постојано му ја намалуваат орбитата (моментално 1,8 m во 100 години). За околу 50 милиони години тој или ќе падне на површината или (многу поверојанто) ќе се распрсне во прстен. (Ова е спротивен ефект од тоа што и се случува на Месечината, орбирата и се зголемува).

Марс со својот поблизок сопатник - Фобос

Демос е помалиот и подалечниот сателит на Марс. Еден е од најмалите природни сателити во Сончевиот систем. Орбитира на оддалеченост од 23.459 km од Марс, а димензиите му се 15 x 12,2 x 11 km (просечен дијаметар 12,6 km).

Во грчката митологија Демос е еден од синовите на Арес (Марс) и Афродита (Венера). "Демос" на грчки значи "ужас".Фобос и Демос најверојатно се составени од карпи богати со јаглерод како и астероидите од Ц-тип. Но нивните густини се толку мали што не е возможно да се чисти карпи. Веројатно се составени од мешавина на карпи и мраз. На површината од двата може да се забележат многу кратери. Сликите од Mars Global Surveyor укажуваат дека Фобос е прекриен со слој од многу ситна прашина околу еден метар дебела, слична како реголитот на Месечината. Се верува дека Фобос и Демос се всушност заробени астероиди. Постојат шпекулации дека тие потекнуваат од периферните делови на Сончевиот систем, не од астрероидниот појас помеѓу Марс и Јупитер. Во иднина Фобос и Демос би можеле да се користат како "вселенски станици" од кои би се проучувал Марс или попатни станици од и кон површината на Марс, особено ако се потврди постоењето на мраз.

Јупитер

40

Јупитер е петтата планета од Сонцето и убедливо најголемата. Тој е повеќе од двојно помасивен од сите други планети заедно (318 во однос на Земјата). Орбитира на 777.330.000 km (5,20 AU) од Сонцето, а дијаметарот на екваторот му е 142.984 km.

Јупитер според римската митологија бил крал на сите богови, владетел на Олимп (пандан на Зевс во грчката) и патрон на целата Римска Империја. Зевс бил син на Хронус (Сатурн).

На небото, Јупитер се јавува како четврт најсветол објект на небото (по Сонцето, Месечината и

Венера; понекогаш и Марс е посветол). Познат е од праисторијата. Откритието на Галилео, во 1610 година, на четирите големи сателити на Јупитер: Јо, Европа, Ганимед и Калисто (познати и како Галилееви сателити) било првото откритие дека сите објекти на небото не се движат околу Земјата. Тоа бил голем плус во полза на Коперниковата хелиоцентрична теорија за движењето на планетите; поддршка на Коперниковата теорија го довела Галилео до проблеми со Инквизицијата.

Јупитер

Јупитер најпрво бил посетен од свеленското летало Пионер 10 во 1973, а подоцна од Пионер 11, Војаџер 1, Војаџер 2, Улисес и Галилео.

Гасните планети немаат цврста површина, гасот едноставно станува погуст одејќи подлабоко (радиусот и дијаметарот за овие планети се смета до нивото каде притисокот е 1 атмосфера - атмосферскиот притисок на на морско ниво на Земјата). Она што го гледаме кога ги набљудуваме овие планети се горните слоеви од облаците високо во нивната атмосфера (нешто над нивото со притисок од 1 атмосфера).

Јупитер се состои од 90% водород и 10% хелиум (според бројот на атоми, а според маса 75% водород и 25% хелиум) како и траги од метан, вода, амонијак и "карпи". Ова е многу слично со првобитната маглина од која настанал Сончевиот систем. Сатурн има сличен состав, но Уран и Нептун имаат многу помалку водород и хелиум.

Нашето познавање за внатрешноста на Јупитер (како и да другите гасни планети) е многу индеректно и веројатно така ќе остане извесно време. Податоците од атмосферската сонда на Галилео се само до 150 km под највисокиот слој облаци.

Јупитер веројатно има јадро од карпест материјал кое соджи 10 до 15 Земјини маси. Над јадрото се наоѓа најголемиот дел од материјата во форма на течен метален водород. Оваа форма на најчестиот хемиски елемент е возможна само на притисоци над 4 милиони бари, што е случај во внатрешноста на Јупитер и Сатурн. Течниот јонизиран водород се состои од јонизирани протони и електрони (како во

41

внатрешноста на Сонцето, но на многу помали температури). На температурата и притисок кои владеат во внатрешноста водородот во течна, не гасовита агрегатна состојба. Тогаш тој е проводник на електрочна струја и е извор на магнетното поле на Јупитер. Ова ниво содржи малку хелиум и траги од различни "мразеви". Најнадворешното ниво е составено воглавно од обичен молекуларен водород и хелиум кои се течни во внатрешноста, а гасовити нанадвор. Атмосферата која може да ја видиме е самиот врв од овој длабок слој. Вода, јаглерод диокид, метан и други едноставни молекули исто така може да се забележат во многу мали количества. Скорешните експерименти покажуваат дека водородот не ја менува фазата нагло. Затоа во внатрешноста на гасните џинови веројатно немаат точна граница помеѓу различните слоеви.

Од податоците на атмосферската сонда на Галилео се гледа дека содржи многу помалку вода одошто се очекуваше. Очекувањето беше дека атмосферата на Јупитер треба содржи двојно повеќе кислород (како составен дел од водата) како кај Сонцето. Исто така изненадувачки беа и високите температури и густини на највисокиот слој на атмосферата.

Јупитер и другите гасни џинови имаат брзи ветрови кои дуваат во вид на паралелни ленти. Кај две соседни ленти насоките на ветровите се спротивни. Заради малите хемиски и температурни разлики овие ленти имаат различни бои. Посветлите се наречени зони, а темните појаси. За постоењето на овие ленти се знае одамна, но за сложените вртлози помеѓу нив откако прво беа забележани од Војаџер. Податоците од Галилео укажуваат дека брзините на веровите се уште побрзи од очекуваното (повеќе од 600 km/h) и се длабоки до таму до каде што

сондата можела да забележи; можеби се и илјадници километри длабоки. Атмосферата на Јупитер е прилично турбулентна. Ова индицира дека ветровите на Јупитер во доминантно се поттикнати од внатрешната енергија отколку од сончевата како што е тоа случај кај Земјата.

зони и појаси на Јупитер

Бојата на облаците корелира со нивната висина: сините се најниски, потоа следат кафени и бели, а црвените се највисоко. Понекогаш долните облаци може да се забележат кога ќе се отвори дупка во слојот од повисоките облаци.

Големата Црвена Дамка се гледа од Земјта повеќе од 300 години. Има елипсоидна форма со големина 12.000 на 25.000 km, голема колку две Земји. Други слични, но помали дамки се забележани и траат по неколку декади. Инфрацрвените набљудувања и насоката на ротација укажуваат дека Големата Црвана Дамка е регион со висок притисок чии горни облаци се значително повисоки и поладни од околните региони. Слични структури се забележани на Сатурн и Нептун. Не е познато како може ваквите структури да опстојуваат толку долго.

42

Јупитер зрачи повеќе енергија во просторот отколку што прима од Сонцето. Внатрешноста на Јупитер е жешка: јадрото веројатно има температура од 20.000 К. Топлината се создава од т.н. Келвин-Хелмхолцовиот механизам, бавната главитациона компресија на планетата. Јупитер не сосдава енергија по пат на нуклеарна фузија како Сонцето бидејќи е премногу мал, а со тоа и внатрешноста е премногу ладна за да започнат нуклеарните реакции. Внатрешната топлина веројатно создава конвекција длабоко во внатрешните тешни слоеви, на што се должат сложените движења на највискоките облаци. Сатурн и Нептун во овој поглед се слични со Јупитер, но чудно, Уран не е.

Јупитер е толку голем во дијаметар колку што планета гасен џин може да биде. Ако се додаде повеќе материја, би била компресирана од гравитацијата така што вкупниот радиус би се зголемил само за малку. Ѕвездите може да бидат поголеми заради нивните внатрешни (нуклеарни) извори на топлина. (Но Јупитер мора да биде барем 80 пати помасивен од тоа што е денес за да стане ѕвезда.)

Јупитер има огромно магнетно поле, многу појако од Земјиното. Некогава магнетосфера се простира до побеќе од 650 милиони километри (зад орбитата на Сатурн). Треба да се забележи дека магнетосферата на Јупитер е далеку од сферична, се простира "само" неколку милиони километри кон Сонцето. Затоа неговите сателите орбитираат во магнетосферата, факт кој делумно објаснува некои активности на Јо. За жал на идните вселенски патници и дизајнерите ан вселенските сонди, околината на Јупитер содржи огромен број на енергетски честичи заробени од јакото магнетно поле на Јупитер. Ова зрачење е слично, но многу поинтензивно, како Земјините Ван Аленови појаси. Може да бидат смртоносни за човекот доколку соодветно не се заштити.

Како Сатурн и Јупитер има прстени, но многу побледи и помали. Тие биле сосема неочекувано откриени од Војаџер 1, а подоцна се фотографирани и од Земјата, но во инфрацрвениот дел од спектарот, како и од вселенското летало Галилео.

За раслика од Сатурновите, прстените на Јупитер се темни (албедото им е 0.05). Тие веројатно се составени од многу мали зрна карпест материјал. Исто така различни се и по тоа што не содржат мраз.

Прстените на Јупитер

43

Во Јули 1994, кометата Шумахер-Леви 9 се судри со Јупитер со спектакуларен последици. Ефектите беа видливи дури и со аматерски телескопи. Со телескопот Хабл можеа да се забележат остатоци дури и една година по ударот.

Местата каде што падна Шумахер-Леви 9

За време на ноќното небо, Јупитер често се гледа како најсветла "ѕвезда" на небото (втора по Венера, но таа се гледа само понекогаш и кусо време во ноќта. Галилеевите сателити се видливи дури и со обичен двоглед, а по неколку ленти и Големата Црвена Дамка може да се видат со мал телескоп.

44

Јупитер има (моментално) 60 познати сателити: четирите големи Галилееви, 12 помали кои имаат и имиња, и уште помалите откриени во поскоро време кои сеуште не се крстени. Сателитите на Јупитер се наречени според личности од животот на Зевс, во најголемиот дел негови љубовници.

Јупитер многу бавно, но сепак успорува заради гравитационото влијание од сателитите (особено од Галилеевите). Но истите привлечни сили ги менуваат и

орбитите на сателитите, многу бавно оддалечувајќи ги од Јупитер.

Јупитер со три Галилееви сателити

Јо, Европа и Ганимед се заробени во меѓусебна орбитална резонанса во однос 1:2:4. Калисто исто така е безмалку дел од тоа. За неколку стотици милиони години, Калисто би бил заробен исто така, орбитирајќи точно двојно подолго од Ганимед (осум пати подолго од периодот на Јо).

Сатурн Сатурн е шестата планета од Сонцето, орбитира на околу 10 астрономски единици од Сонцето и е втората по големина. Во римската митологија, Сатурн е бог на земјоделството. Сродниот грчки бог Кронус, бил син на Уран и Гаја и таткото на Зевс (Јупитер). Сатурн е познат уште од предисториско време.

Галилео бил првиот кој набљудувал преку телескоп во 1610 тој ја забележал неговата чудна појава и бил многу збунет од неа. Обсервациите на Сатурн биле искомплицирани поради фактот дека Земјата поминува преку рамнината на прстените на Сатурн на секои неколку години како што Сатурн се движи по својата орбита. Дури во 1659 Кристијан Хајгенс коректно ја организирал геометријата на

Сатурн

прстените. Прстените на сатурн останаа уникатна појава во нашиот сончев систем, се до 1977 кога беа откриени околу Уран, а потоа и околу Јупитер и Нептун. Сатурн прво прво посетен од Пионир 11 во 1979 и подоцна од Војаџер 1 и Војаџер 2. Касини е на пат кон Сатурн каде што ќе пристигне во 2004.

Како и Јупитер, Сатурн е околу 75% водород и 25% хелиум со траги од вода, метан, амонијак и тврд материјал сличен на составот на примордијалната небула од која се формирал Оснчевиот систем.

Jадрото на Сатурн е слично на Јупитер. Тоа е жешко со 12000 К и Сатурн емитира повеќе енергија отколку што прима од Сонцето. Поголемиот дел се создава преку

Келвин-Хелмхолцовиот механизам како и кај Јупитер. Но, ова можеби не е доволно за да се објасни луминозноста на Сатурн.

Иако неговите прстени изгледаат од Земјата како една целина, тие се всушност составени од огромен број мали честици, секоја во независна орбита. Нивната големина е од центиметар па до

неколку метри. Можно е да се сретне и со дијаметар од неколку километри. Честиците од прстените се составени главно од мраз, но можат да содржат и карпест материјал.

Сатурн низ Хабловиот телескоп

Потеклото на прстените на Сатурн и кај другите планети од Јупитеров вид е непознато. Се претпоставува дека настанале со распадување на сателит.

Сатурн може да се набљудува со голо око, иако убавината на неговите прстени се открива кога ќе ги погледнеме низ телескоп.

Уран

Уран

Уран е седмата планета по одалеченост од Сонцето, а трета по големина. Уран спаѓа во гасните џинови. Уран го обиколува Сонцето на растојание од 2 866 000 000 км, односно 19,15 пати подалеку од Земјата. Една Уранова година трае 83,83 Земјини години. Околу својата оска се врти за 17 часа и 14 минути. Екваторскиот полушпречник изнесува 25 559 км (малку повеќе од Нептун), а масата му е 8,6625×1025 кг

45

или околу 14,6 Земјини маси (малку помалку од Нептун).

Уран е необичен по тоа што е свртен на “бок”, т.е. оската на ротација му е навалена за дури 98 степени во однос на еклиптиката. Можното објаснување за ова се неколку последователни удари од истата насока. За време на средбата со Војаџер 2, Урановиот јужен пол бил свртен кон Сонцето. Од тоа следи дека поларните подрачја би требало да бидат потопли од екваторските што, од непознати причини, сепак не е случај.

Уран одбива околу 51% сончева светлина (албедо=0,51). Уран за време на просечните опозиции (кога е најблиску до Земјата) се гледа со магнитуда од околу 5,8. Бидејќи нашето око гледа објекти посветли од 6 – 6,5 магнитуда, Уран може да се види со голо око ( но тешко може да се распознае од околните ѕвезди). Мал телескоп е доволен за малата точка да се претвори во мал диск.

Уран е првата планета која е откриена во модерно доба. Ја открил Вилијам Хершел, за време на ситематско трагање по небото во 1781 година. После две години ги открил и двата големи сателита Титанија и Оберон, а Ласел во 1851 ги открил Ариела и Умбриела. Миранда, најмалиот од 5 големи Уранови сателити, е откриена во 1948 од страна на Куипер.

Во 1977, за време на окултацијата на една ѕвезда со Уран, пратено со треперење на помрачената ѕвезда пред излегувањето од Уран, откриени се девет прстени.

Само едно летало го посетило Уран: Војаџер 2, при што открил 10 нови сателити и 2 нови прстени. Во поново време (со помош на стари фотографии од Војаџер 2 и од набљудувањата на модерните телескопи) се откриваат нови

Уранови сателити.

Уран и неговите прстени

Уран спаѓа во гасните џинови, како и Јупитер, Сатурн и Нептун. Се смета дека, како и Нептун, дека има мало камено јадро. На јадрото се надоврзува воден лед, метан и амонијак, кој постепено преминува во атосферата. Уран, за разлика од останатите гасните џинови, нема внатрешен извор на енергија.

Уран (како и сите џиновски тела) има диференцијална ротација (траењето на денот зависи од оддалеченоста од екваторот), но забрзува на половите.

Урановата атмосфера се состои главно од водород 83% и хелиум 15%, малку метан 2%; вода и амонијак има во трагови. Метанот во атмосферата ја дава неговата боја.

46

Атмосферата на Уран е речиси безлична. Транспаретна е и чиста до големи длабочини каде се наоѓаат облаците од смрзнат метан. Ветровите на екваторот дуваат со брзина до 50 м/с, многу поспоро од другите гасни џинови.

До денес се откриени вкупно 21 сателит. За разлика од останатите сателити кои соите имиња ги добиваат по митските ликови, урановите сателити ги добиваат имињата од делата на Шекспир и Александар Поп. Можат да се поделат во три групи. Првата група ја чинат 10 внатрешни сателити кои се многу темни и мали: Корделија, Офелија, Бјанка, Кресида, Дездемона, Јулија, Порција, Розалинда, Белинда и Пак. Другата група ја чинат петте големи сателити: Миранда, Умбриела, Ариела, Титанија и Оберон. Третата група се надворешните сателити.

Нептун

Нептун (грчки: Посејдон) е бог на морето во римската митологија.

Нептун е осма планета по оддалеченост од Сонцето (иако од 1979 до 1999 беше деветта зад Плутон поради тоа што нивните орбити се сечат), а е четврт по големина. Нептун спаѓа во гасните џинови, планети од надворешниот дел од Сончевиот систем. Нептун го обиколува Сонцето на просечна оддалеченост од 4,5 милијарди км, т.е. 30 пати подалеку од Земјата, поради што обиколката околу Сонцето му трае 164,3 години. Ротацијата му трае 16 часа и 7 минути. Екваторскиот полупречник изнесува 24 764 км, а масата му е 1.0278×1026 kg, или околу 17,2

Земјини маси.

Нептун и Тритон (фотографија на Војаџер 2)

Оваа сина планета одбива околу 41% сончева енергија (албедо=0,41). Со јак телескоп од Земјата може да се препознае како плав диск, но не очекувајте дека ќе видите детаљи, тоа е едвај можно со најдобрите телескопи на Земјата. За време на опозициите ( кога е најблиску до Земјата) неговата магнитуда е околу 7.6, што значи дека е невозможно да се види со голо око.

Нептун низ телескоп прв го видел Галилео, додека во 1613 го набљудувал Јупитер. Нептун тогаш бил привидно многу блиску до Јупитер. Галилео го забележал поместувањето на таа “ѕвезда” во текот на неколку дена, но облачното време во критичните моменти го спречило во понатамошните истражувања. Кога времето, после неколку дена се поправило, Нептун бил веќе далеку од Јупитер.

47

Многу подоцна откако Уран бил откриен, околу 1840, станало јасно дека нешто влијае на неговата орбита. Уран, како што изгледало, не се однесувал во склад со Њутновите закони. Предвидено било постоење на уште една планета и се тргнало во потрага по неа. Два астронома независно ја пресметале положбата на новата планета, а трет астроном ја забележал планетата каде што се очекувала да биде во 1846 година. Седумнаесет дена подоцна откриен е Тритон, наголемио нептунов сателит. Нереида е откриена 1949 од Кјупер.

Само едно летало го посетило Нептун: Војаџер 2, кој во 1989 година поминал 4950 км над Нептуновиот северен пол. Војаџер 2 открил 6 мали и темни сателити (Najada, Talasa, Despina, Galateja, Larisa i Proteus). Во почетокот на 2003 откриени се 3 мали одалечени Нептунови месечини.

Нептун спаѓа во гасните џинови. На основа на мерењата на Војаџер 2, пресметано е дека јадрото на Нептун има големина отприлика колку Земјата. Нептун емитира 2,7 пати повеќе енергија отколку што прима од Сонцето.

Магнетното поле е наклонето за 47 степени во однос на оската на ротација на планетата. Поларната светлост (аурора), која е забележана на Нетпун, не е, поради сложеното магнетно поле, ограничена само на поларните предели. Електричната сила на Нетпуновата аурора е 2000 пати помала од Земјината.

Нептуновата атмосфера е по војот состав најмногу составена од водород, со дел од хелиум,и нешто метан кој ја впива црвената светлост и на тој начин му дава на Нептун карактеристична сина боја.

Ветровите во Нептуновата атмосфера се најбрзи во Сончевиот систем, до 2400 км/ h.

За време на средбата со Војаџер 2 на Нептун е забележана голема темна дамка која ветровите ја носеле со брзина од 300 м/ѕ, голема колку Јупитеровата. Интересно е тоа што Големата Темна дамка се наоѓа на иста географска ширина како и Јупитеровата Голема Црвена Дамка.

Големата темна дамка на Нептун

Војаџер 2 ја мерел и топлината која ја испушта Нептуновата атмосфера - 482°C (750 K) во стратосферата и -218°C (55 K) во пониските слоеви. Овие високи температури во стратосферата се најверојатно резултат на компресното загревање.

48

Нептун, како и останатите гасни џинови, има прстени. Нивното албедо е многу мало, меѓу 0,015 и 0,04.

Нептун има 11 познати сателити: еден голем – Тритон и 10 мали.

Плутон

Плутон виден преку телескопот Хабл

Плутон е најоддалечената планета од Сонцето (вообичаено) и убедливо најмалата. Плутон е дури помал од седум природни сателити кои орбитираат околу други планети во Сончевиот систем (Месечината, Јо, Европа, Ганимед, Калисто, Титан и Тритон). Дијаметарот му е само 2274 km. Орбитира на просечна оддалеченсот од 5.913.520.000 km (39,5 AU) од Сонцето. Времето потребно еднаш да го заобиколи Сонцето (годината) изнесува 248,54 земјни години. Еднаш околу својата оска се завртува за 6,39 земјини денови.

Во римсата митологина Плутон (грчки Хадес) е бог на подземниот свет. Планетата го добила тоа име (покрај многу други предлози) веројатно заради далечината од Сонцето и вечниот мрак кој владее на него, како и заради "ПЛ" иницијалите на Персевал Ловел.

Откриен е во 1930 година со една среќно направена грешка. Пресметките кои подоцна се покажало дека биле грешни предвидувале постоење на уште една планета зад Нептун, врз база на движењата на Уран и Нептун. Незнаејќи за грешката, Томбо (Clyde W. Tombaugh) во опсерваторијата Ловел направил многу грижливо набљудување на небото со што го открил Плутон.

По откритието на Плутон, било веднаш откриено дека тој е премногу мал за да влијае на отстапувањата на другите планети. Потрегата по планетата Х (икс) продолжила, но никогаш не била откриена. Ниту некоаш ќе биде откриена: разликите изчезнуваат ако се користи масата на Нептун одредена од Војаџер 2 (Voyager 2). Затоа непостои десетта планета.

Плутон е единствената планета што не е посетена од вселенско летало. Само со телескопот Хабл може да се забележат најголемите детали на површината.

Радиусот на Плутон исто така не е познат со сигурност. Врендоста од 1137 km е со грешка од +/-8 km, т.е. скоро 1%.

49

Плутон има еден природен сателит, Харон, откриен 1978 година исто така сосмема случајно. Иако заедничката маса на Плутон и Харон е точно одредена (со помош на точни мерења на периодот и редиусот на орбитата на Харон) индивидуалните маси на Плутон и Харон тешко е да се пресметаат бидејќи тоа бара да се одредат взаемните движења околу заедничкиот центар на маси кое што е

многу тешко да се измери заради малите димензии и оддалеченоста од Земјата. Односот на нивните маси е некаде помеѓу 0,084 и 0,157.

Плутон и Харон

Некои сметаат дека Плутон подобро е да се класифицира како голем астероид или комета отколку како планета. Некои го сметаат како најголем објект во Кјуиперовиот Појас. Нивните аргименти се издржани, но сепак историски Плутон бил класифициран како планета и многу веројатно е дека така и ќе остане.

Орбитата на Плутон е многу ексцентрична. Некогаш тој е поблизу до Сонцето отколку Нептун (последен пат тоа се случи во периодот од јануари 1979 до февруари 1999). Плутон ротира во спротивна насока од повеќето други планети.

Плутон е заглавен во 3:2 резонанса со Нептун, т.е. годината на Плутон трае 1,5 пати подолго одошто на Нептун. Рамнината на која орбитира околу Сонцето не се совпаѓа со рамнината на која приближно орбитираат сите планети (еклиптиката), туку е поместена за 17° во однос на неа. Затоа орбитите на Плутон и Нептун не се сечат во иста точка, т.е. никогаш нема да се судрат. Наклонетоста во однос на еклиптиката придонесува во еден момент Плутон да се наоѓа 1,25 милијарди километри под неа, растојание приближно исто колку оддалеченоста на Плутон од Сонцето.

Како и Уран, екваторијалната рамнина на Плутон лежи скоро под прав агол во однос на рамнината на која орбитира.

Температурата на површината на Плутон варира помеѓу -235 и -210 °С (38 до 63 К). "Потоплите" региони се оние кои визуелно се забележуваат како потемни.

Составот на Плутон не е познат, но неговата густина (околу 2 g/cm3) укажува дека веројатно е мешавина од 70% карпи и 30% воден мраз, многу налик на Тритон. Светлите региони на површината веројатно се прекриени со мраз од азот со помали количества цврст метан, етан и јаглерод моноксид. Составот на потемните региони на површината на Плутон не е познат, но можеби е праисториски органски материјал или фотохемиски реакции поттикнати од космичките зраци.

Малку е познато за атмосферата на Плутон, но веројатно се состои најмногу од азот со малку јаглерод диоксид и метан. Таа е екстремно ретка, притисокот на површината е само неколку микробари. Атмосферата на Плутон постои како гас само кога Плутон е близу својот перихел, а поголемиот дел од плутоновата година

50

атмосферските гасови се замрзнати. За време на перихелот веројатно дел од гасовите го напуштаат, а можеби и влегуваат во интеракција со Харон.

Необичната природа на орбитите на Плутон и Тритон како и сличноста на повеќето нивни карактеристики сугерираат на некаква историска врска меѓу нив. Порано се мислело дека Плутон можеби некогаш бил сателит на Нептун, но тоа денес исгледа малку веројанто. Попопуларна идеја е дека Тритон, како и Плутон, некогаш незавсно се движел во орбита околу Сонцето, а подоцна бил заробен од Нептун. Веројатно Тритон, Плутон и Харон се единствените преживеани членови од една поголема класа слични објекти од кои повеќето биле исфрлени во Ортовиот облак. Како и Месечината, Харон можеби е резултат на колизија на Плутон со некое друго тело.

Харон орбитира на 19.640 km од Плутон, а дијаметарот му е 1172 km. Неречен е според митилошки лик кој ги пренесувал мртвите преку реката Стикс во подземниот свет. Пред да биде откриен се сметало дека Плутон е многу поголем бидејќи матните слики од Плутон и Харон заедно изгледале како еден голем објект. Плутон може да се види и со подобар аметерски телескоп, но не е лесно.

Харон е необичен по тоа што е најголемиот сателит во однос на матичната планета во Сончевиот систем. Некои дури и го разгледуваат системот Плутон/Харон како двојна планета, а не како планета и нејзин сателит.

Радиусот на Харон не се знае со голема точност. Вредноста од 586 km има грешка од +/- 13 km, повеќе од 2%. Неговата маса и густина исто така не се точно познати.

Плутон и Харон се уникатни и по тоа што не само што Харон ротира синхроно, туку и Плутон. Затоа тие цело време се свртени со иста страна еден кон друг. (Ова ги прави фазите на Харон, гледани од Плутон, многу интересни.)

Составот на Харон не е познат, но неговата мала густина (околу 2 g/cm3) укажува дека можеби е сличен како сатурновите мразести месечини (како Реа на пример). Неговата површина веројатно е прекриена со воден мраз. Интересно, тоа е прилично различно од Плутон. Најверојатно Харон нема атмосфера.

Астероиди (планетоиди)

Овие компири, се всушност астероидите, кои се мали тела во Сончевиот систем, составени од карпи и/или метал. Најголемиот,

51

Церес, е со дијаметар од околу 1000 км, а најмалите до 100 м. Помалите објекти се класифицираат како метероиди. Вкупната маса на астероидите е многу мала: само една стотина од масата на нашата месечина. Астероидите можат да се класифицираат според нивната позиција во Сончевиот систем:

o Главниот астероиден појас: лоциран меѓу Марс и Јупитер; o Астероиди блиски до Земјата:

o Тројанци, лоцирани блиску до Лангражовите точки на Јупитер.

Исто така, астероиди има и на други места во Сончевиот систем наречени Кентаури, но нивните орбити се нестабилни бидејќи доживуваат пертурбации од влијанието од планетите.

Астероидите на небото се невидливи со голо око. Најсветлите може да ги забележиме со двоглед.

За астероидите се верува дека се остаток од материјалот од кој се формирал Сончевиот систем.

Тие на некој начин претставуваат извесна закана за егзистенцијата на нашата планета, затоа што судар на еден поголем астероид со Земјата е преследен со катастрофални последици. Се претпоставува дека токму судар на астероид пред 65 милиони гидини е тој што ги збришал диносаурусите од лицето на Земјата.

Комети

За разлика од другите мали тела во Сончевиот систем, кометите им биле познати на луѓето уште од антиката. Постојат документи кои покажуваат дека Кинезите ја забележале Халеевата комета во 240 год.п.не. Над 878 комети се каталогизирани и нивните орбити пресметани. Јадрата на кометите се лоцирани во надворешноста на Сончевиот ситем, односно во Куперовиот појас, кои поради извесни влијанија го напуштаат појасот и

навлегуваат во внатрешноста, кон Сонцето. Кометите се ледени тела во Сончевиот систем, кои делумно се јонизираат штом ќе се доближат до Сонцето, формирајќи глава од прашина и гас, и подоцна една или повеќе опашки. Кометите би се

52

опишале како валкани смрзнати топки снег со дијаметар до неколку км. Составот

се блиску до Сонцето.

етеори

Метеорот, на народот познат како ѕвезда која паѓа, може да биде

Најсјаните метеориб наречени огнени н но дури и метеор со маса

Огнените топки понекогаш се проследени со траги од нивната светлина

им е од смрзната вода, јаглерод диоксид, метан и амонијак, кој е сместен во карпестиот материјал и прашина. Кометите се невидливи, освен кога М

најсјајниот објект на ноќното небо, иако метеоридите всушност ги предизвикуваат се најмалите објети во Сончевиот ситем кои можат да бидат набљудувани со окото. Талкајќи, најверојатно како остаток од материјалот од некоја комета, метороидите влегуваат во Земјината атмосфера, се јонизираат и за неколку секунди засветуваат на небото како метеори.

топки, можат да тежат еколку килограми, помала од еден грам, можат да предизвикаат многу убава сјајна трака на небото. Некои од овие посетители се доволно големи (барем делумно) да го преживеат патот низ атмосферата и да удрат на земјата како метеорити.

која може да трае до 30 минути, некои од нив наречени болиди, експлодираат испуштајќи громогласен звук.

53

RA\AWETO I SMRTTA NA

Olgica Kuzmanovska, Institut za fizika, PMF, p. fah 162, Skopje

Evolucijata na yvezdite, odnosno na~inot na nivnoto sozdavawe, pa

deka nabquduvaweto na yvezdenoto

1. Ra|awe na yvezdite

vezdite se ra|aat vo golemite oblaci od me|uyvezden gas i pra{ina, razmes

i se stav

YVEZDITE

spored toa i nivnata smrt, se predmet na obemni istra`uvawa. Ottuka, oddelni poznavawa od razvojot na yvezdite se u{te se na nivo na hipotezi, poradi toa {to dene{nata nauka ne raspolaga so dovolni poznavawa za fizi~kite procesi vo super-gustata materija, kako i zatoa {to golem broj fakti se u{te ne se dovolno doka`ani.

Ona {to so sigurnost se znae enebo ni dava mo`nost istovremeno da gledame golem broj yvezdi koi se nao|aat vo razli~ni fazi od svojot razvoj. Toa ni ovozmo`uva da ja razbereme podobro nivnata evolucija, bez ogled na toa {to traeweto na ~ove~kiot `ivot, pa i na celata ~ove~ka civilizacija, e beskrajno kratko vo sporedba so najmalite evolutivni promeni na yvezdite.

Yteni i vo najdale~nite kat~iwa na na{ata galaksija. Ovie oblaci se

dvi`at niz skoro potpoln vakuum, i se sostaveni prete`no od vodorod, najobilniot gas vo Vselenata, mnogu pomalku helium i te{ki elementi zastapeni vo skoro nezna~itelni koli~ini. Eden vakov me|uyvezden oblak sodr`i dovolno masa za sozdavawe na desetici i desetici yvezdi, no

istovremeno toj ima i ogromni dimenzii, taka {to negovata gustina e mnogu mala. Negovata vnatre{nost e ladna, dosta sli~na na potpoln vakuum. Na samo -173oS, atomite poleka se dvi`at i se sudiraat mnogu retko. Tie ja ~inat sr`ta na yvezdenata utroba, koja }e bide osvetlena so svetlinata na novorodenite yvezdi, duri otkako na oblakot }e mu se pribli`i spiralen krak.

Spiralnite kracso

Sl. 1. Formirawe na yvezdite vo maglinata Orel

en del na sekoja spiralna galaksija, ogromen sistem sostaven od milijardi yvezdi

54

(na{ata yvezda, Sonceto, se nao|a na dve tretini od centarot na na{ata spiralna galaksija, Mle~niot pat). Spiralnite kraci veli~enstveno rotiraat okolu gustoto jadro na galaksijata, nosej}i udarni branovi koi go zgusnuvaat me|uyvezdeniot materijal. Ovaa zgusnuvawe e glavnata pri~ina za ra|aweto na yvezdite. Pominuvaj}i niz me|uyvezdeniot oblak, spiralniot krak pridonesuva da se namalat rastojanijata pome|u atomite i tie po~nat me|usebno da se sudiraat. Slabata svetlina od dale~nite yvezdi, poradi namalenite rastojanija me|u atomite, ve}e ne pominuva niz prethodno providniot oblak i voop{to ne go zagreva, pa toj stanuva neprovidna temna maglina. Gasovite vo vakvata temna maglina se ladat i temperaturata se pribli`uva do apsolutnata nula. Toa vlijae atomite da se dvi`at pobavno, pa pome|u niv po~nuva da dominira slabata sila na gravitacijata, slika 1.

Ona {to e va`no e deka temnata maglina ne e uniformna. Postojat vo nea me

I protoyvezdata e gravitaciono nestabilna. Taa ne e vo sostojba da se sprotivstavi na te`inata na svoite nadvore{ni slo-evi, prodol`uva da se sobira, pritisokot i te-mperaturata na vnatre-{nite gasovi raste, se dodeka na temperatura od 10 milioni stepeni ne po~ne “sogoruvaweto” na vodorodot, t.e. ne zapo~nat prvite termonu-klearni reakcii, edni od najmo-}nite procesi vo Vsele-nata. Tie osloboduvaat ogromni koli~estva na energija, koi go spre~uva-at ponatamo{noto gravi-taciono sobirawe. Toa e

sta so pogolema gustina (pogolem broj atomi od prosekot) i mesta so mala gustina (mal broj atomi). Mestata so pogolema gustina imaat pogolema privle~na gravitaciona sila, privlekuvaj}i se pogolem broj atomi od okolniot prostor. So vakvoto sobirawe na materijata, oblakot se raspa|a na delovi (fragmenti), nare~eni globuli. Globulite se nestabilni, zatoa {to ne mo`at da ja podnesat sopstvenata te`ina. Iljada milijardi toni gas vr{at pritisok kon vnatre{nosta, doveduvaj}i do toa globulata da prodol`i da se sobira, stanuvaj}i se pomala i pomala. Gasot vo nea se zgusnuva do se pogolemi pritisoci i gustini, so toa i negovata temperatura raste, se do momentot koga gasovitata sfera ne po~ne da zra~i. Globulata ve}e ne e temna, a prvata nejzina svetlina e temnocrvena, kako `ar vo ogni{te. Taa e preobrazena vo protoyvezda.

Sl. 2. Orionovata maglina so novoformirani yvezdi vo svojot centar

55

56

momentot na ra|aweto na novata yvezda. Novorodenite yvezdi se prepoznavaat po

fragmentite na oblakot od koj nastanale. Ultrmladite masivni yvezdi pridonesuva i okolnite ubavina, slika 2.

2. Stabilnata faza vo `ivotot na yvereakcii

[to se slu~uva pri termonuklearnite reakdo pretvorawe na lesnite elementi vo pote{k vodorodot, na ogromnite temperaturi vo vnatre{na vodorod se dvi`at tolku brzo, {to sudiraj}i ovoj proces, vodorodot, vsu{nost, se pretvora vo helium. So ogled na toa {to masata na jadrata na heliumot e ne{to pomala od masata na jadrata na vodorodot od koi nastanale, se postavuva pra{awmasata. Taa se pretvorila vo ~ista energija, sporE=mc2. (Na primer, vo Sonceto, od 550 milioni toni vodorod {to se pretvora vo helium sekoja sekunda, 5 milioni toni se pretvora vo ~ista energija.) Ovie ogromni koli~estva energija i ovozmo`uvaat na no kot n

va nejzinoto gravitaciono sobirawe i taa dobiva stabilna forma

godini. Potrebno im e i mnogu vreme da dostignat dovolen ritisok i temperatura za “sogoruvaweto” na vodorodot. Sprotivno na toa,

yvezdite so golema masa go tro{at svoeto gorivo mnogu brzo. Ogromnata te`ina na nadvore{nite sloevi, vr{i pritisok kon vnatre{nosta i brzo gi “raspaluva” termonuklearnite reakzii.

Astronomite ja izrazuvaat masata na yvezdite vo solarni masi,

toa {to se opkru`eni so avioletovata svetlina na

gasovi da sjaat so nevidena

zdata. Termonuklearni

cii? Vo op{t slu~aj, doa|a i. Pri “sogoruvaweto” na

nosta na yvezdata, jadrata se, trajno se slepuvaat. Vo

e kade iz~eznal eden del od ed Ajn{tajnovata ravenka

a nadvore{nite sloevi, so {to prestanu

vorodenata yvezda da go izdr`i pritiso

. Kolku brzo i na koj na~in }e se odviva evolucijata na yvezdata, zavisi, pred se, od nejzinata masa. Yvezdite so mala masa evoluiraat mnogu bavno, pove}e milijardip

namesto vo milijardi toni. Koli~inata na materijata vo Sonceto (1.989×1030kg) odgovara na edna solarna masa. Najgolem broj na yvezdi na neboto se sostojat od pribli`no edna solarna masa, iako postojat i takvi ~ija masa e mala, samo edna desetina od masata na Sonceto (0.1 solarna masa), no i ogromni yvezdi, so masa 40-50 pati pogolemaod masata na Sonceto i so sjaj na milion sonca. Vo protoyvezdite so masa pomala od 0.08 solarni masi, nikoga{ ne se sozdavaat uslovi za po~etok na termonuklearni reakcii i tie ne se transformiraat vo stabilni yvezdi.

3. Evolucija na yvezdite so mala masa (do 1,4 solarni masi)

Termonuklernite reakcii na pretvoraweto na vodorodot vo helium, vo jadrata na yvezdite so mala masa trae milijardi godini. Postepeno, koga yvezdata }e ja dostigne svojata zrelost, koli~inata na vodorod stanuva se pomala, na smetka na zgolemuvaweto na zalihite od helium. Klu~nata

ome

obira, e okru`eno so sloj vo koj odorodot “sogoruva” vo helium, dodeka nadvore{nite sloevi poleka se dvojuvaat od centarot.

Gravitacionoto

o -

raturata. Koga taa }e dostigne

okot na povr{inata na crveniot xin se mnogu mali, a negovata nabubrena povr{ina e golema i ladna, i sjae so crvenkast sjaj, slika 3. Povr{inskata temperatura na na{eto Sonce, koga toe }e evoluira vo crven xin }e opadne od dene{nite 6000 na 3000 stepeni. Vo taa dale~na idnina Sonceto }e gi zgolemi svoite dimenzii, a trite najbliski planeti, Merkur, Venera i Zemja, }e bidat “progoltani” i }e isparat.

pr na vo strukturata i izgledot na yvezdata nastanuva otkako celokupniot vodorod vo nejzinoto jadro se pretvoril vo helium. So toa prestanuvaat i termonuklearnite reakcii, pa jadroto, nesposobno da ja podnese svojata te`ina, po~nuva gravitaciono da se sobira (kolapsira), a temperaturata vo vnatre{nosta se zgolemuva do novi viso~ini. Vo jadroto nema vodorod, no toj e prisuten vo sloevite pome|u vnatre{nosta i povr{inata na yvezdata. Vo eden moment temperaturata vo slojot okolu jadroto }e porasne dovolno, da ovozmo`i “sogoruvawe” na vodorodot vo toj sloj. Yvezdata dobiva nov izvor na energija i poleka po~nuva da nabubruva.

ejzinoto jadro, koe prodol`uva da se sNvo

sobirawe na jadroto gzgolemuva pritisokot i tempe

100 milioni stepeni, jadrata na helium se dvi`at i sudiraat tolku brzo {to prv pat vo `ivotot na yvezdata nastanuva-at novi termonuklearni rea-kcii - “sogoruvawe” na heli-umot vo jaglerod i kislorod. Tie go spre~uvaat ponatamo-{noto sobirawe na jadroto. “Sogoruvaweto” na heliumot vo jadroto i na vodorodot vo okolniot sloj se dva izvori na energija koi sozdavaat uslovi

yvezdata da po~ne da se {iri do ogromni razmeri i da se pretvori vo crven xin. Sekoja yvezda vo odreden period na svojot `ivot e crven xin. Temperaturata i pritis

Sl. 3. Dimenziite na yvezdata Arkturus, koja e vo faza na crven xin, sporedeni so dimenziite na Sonceto

57

58

Najposle, po nekolku milijardi godini, celokupniot helium vo jadroto }e se pretvori vo jaglerod i vodorodpovtorno gravitaciono se sobira, a raste~kite temperaturi ovozmo`uvaat pojava na termonuklearnite reakcii na “sogoslojot okolu jadroto. Ova e posledniot staJadroto se sobira, vo okolnite sloevi, koheliumot i vodorodot, no te`inata na ovie dovolno visoki temperaturi za “sogoruvawe”vo jadroto. Yvezdata stanuva nestabilna i po~nuva da pulsira. Pri sekoe {irewe vnatre{nosta nezna~itelno se ladi i gi zabavuva termonuklearnite reakcii. Smalenoto proizvodstvo na energise sobira, ova sobirawe povtorno gi zabrzuva termonuklearnite reakcii vo sloevite okolu jadroto, i ciklusot se povtorat yvezdata na umirawe da isfrli vo ok lni

apu{ina

pritisok kon

Ponatamu, vo ostatokot na ve~nosta, beloto xuxe postepeno se ladi, zra~ej}i ja svojata toplina vo vselenskiot mrak, slika 4.

. Sli~no kako i prviot pat toa

ruvawe” na heliumot, no sega vo dium vo `ivotot na yvezdata. n povr{inata, “sogoruvaat”

sloevi ne e dovolna da sozdade na jaglerodot ili kislorodot

ja i ovozmo`uva na yvezdata da

uva. Pulsirawata pridonesuva-ot prostor golem del od svoite taat nejzinoto mrtvo jadro,

. [to se slu~uva so

mrtvoto telo na yvezdata vo centarot na planetarnata maglina? Bez mo`nost za odvivawe na termonuklearni reakcii, koi bi ja odr`ale negovata stabilnost, toa gravi-taciono se sobira. Milijardi toni gas vr{at

onadvore{ni sloevi. Tie poleka go nsozdavaj}i okolu nego t.n. planetarna magl

centarot i taka ja zgusnuvaat materijata, {to nabrzo doa|a do raspa|awe na atomite, ele-ktronite se otkinuvaat od atomskite jadra. Na krajot, koga yvezdata }e se sobere do dimenzii ne pogolemi od Zemjinite, elektronite se taka gusto spakuvani, {to sozdavaat ogromen pritisok koj uspeva da

go spre~i ponatamo{noto sobirawe. Ovoj t.n. pritisok na degeneriranite elektroni mo`e da izdr`i ostatok od mrtva yvezda ~ija masa ne e pogolema od 1.4 solarni masi. Yvezdata se pretvora vo belo xuxe. Dijametarot na beloto xuxe e 10000km, a gustinata tolku golema {to sekoj kuben santimetar ima masa od 60 toni. Negovata povr{inska temperatura e 40000-50000 stepeni i toa sjae so sinkavo-bela svetlina.

Sl. 4. Planetarnata maglina IC418 so belo xuxe vo centarot

59

4. Evolucija na yvezdite so golema masmasi)

So ogled na toa deka najgolem delneboto imaat masa pribli`na na Sonadvore{nite sloevi, tie zavr{uvaat kako beli xuxiwa. Sepak, na neboto ima bleskavi sjajni yvezdi, so dosta pogolDodeka se u{te se mladi, ovie yvezdi lesnedni od najsjajnite, bleskaj}i so sinkavo-bel

Yvezdite so golema masa evoluiraatkako i pomalite yvezdi. Vo taa faza, tie te{ko mo`at da se razlikuvaat od svoite srodnici so mala masa, zatoa {pribli`no ist sjaj i crvenkasta boja, a vo nivnite jadra heliumot se pretvora vo jaglerod i kislorod. Na “sogoruvaweto” na celokupniot helium

wetoto” na heliumot vo

razlika od yvezdite so mala masa, te`inata

ta. Sobiraweto prestanuva so “paleweto” na o jadroto i negovoto pretvorawe vo `elezo, na 3 milijardi

stepen oto. a vo celost }e stane `elezno, po~nuva nepovratnoto gravitaciono e. @elezoto ne “sogoruva”, bez ralika kolku e visoka

temperaturata, pa pri krajot na svojot `ivot, masivnata yvezda ima inertno jadro,

a (nad 1,4 solarni

od yvezdite koi gi gledame na n~evata, po otfrlaweto na

ema masa od masata na Sonceto. o se prepoznavaat zatoa {to se a svetlina.

vo crveni xinovi na ist na~in

to site crveni xinovi imaat

ist na~in, ve}e opi{an, po vo jadroto i gravitacionoto na termonuklearnite reakcii, okolnite sloevi. No sega, za na nadvore{nite sloevi e tolku

golema, {to vo jadroto ima dovolno visoki temperaturi koi }e sozdadat uslovi za novi, dotoga{ nevideni termonuklearni reakcii: na temperaturi od 700 milioni stepeni “sogoruva” jaglerodot, na ne{to povisoki temperaturi zapo~nuva pretvoraweto na kislorodot vo silicium. So nivnoto potro{uvawe, pak zapo~nuva ve}e poznatiot proces: gravitaciono sobirawe, koe gi “pali” okolnite nadvore{ni sloevi okolu jadroto, vo koi po~nuva “sogoruvaweto” na kislorodot, no i na heliumot i vodorodot, odej}i kon povr{inata na yvezda

sobirawe, koe e rezultat na neodvivazapo~nuva “sogoruvawe

siliciumot vi. Toa e voedno i poslednata termonuklearna reakcija vo jadr

Koga tosobiraw

bogato so `elezo, i pove}e nadvore{ni sloevi, vo koi se u{te “sogoruvaat” polesnite elementi.

Taka zapo~nuva i nejzinata spektakularna smrt. Pod dejstvo na gravitacijata na nadvore{nite sloevi, atomite vo jadroto se raspa|aat na atomski jadra i na slobodni elektroni. No sega, yvezdata ima masa pogolema od 1.4solarni masi, pa pritisokot na degeneriranite elektroni na `elezoto ne e vo sostojba da go zadr`i natamo{niot kolaps. Elektronite se spojuvaat so pozitivno naelektriziranite protoni od atomskoto jadroto i formiraat neutroni. Tie zazemaat mnogu pomal volumen od prvi~nite atomski jadra i elektronite od koi nastanale, pa jadroto na yvezdata naglo kolapsira, t.e. se slu~uva implozija na jadroto (sprotivno na eksplozija). Ovoj kolaps e tolku brz, {to osloboduva ogromno koli~estvo energija. Yvezdata naglo blesnuva, a svetlinata {to ja zra~i za tie nekolku ~asovi e kolku i celokupnata energija {to ja izra~ila vo tekot na celiot svoj `ivot, ponekoga{ pojaka i

od sjajot na galaksijata vo koja `iveela. Udarniot bran se probiva kon povr{inata, i yvezdata potpolno se raspa|a isfrlaj}i so nadzvu~na brzina ogromni koli~estva materija od sloevite okolu jadroto. Yvezdata stanuva supernova. Supernovite se retka pojava vo na{ata galaksija (tri ili ~etiri eksplodiraat na sekoi sto godini). Tie go obogatuvaat me|uzvezdeniot materijal so te{ki elementi, koi }e stanat sostaven del ne samo na yvezdite koi doprva }e se rodat, tuku i na planetite, satelitite, asteroidite, na ~ove~kiot organizam. Mnogu masivni yvezdi go pre`iveale svojot `ivot od po~etokot na sozdavaweto na Vselenata, {to ne vodi kon zaklu~okot deka sekoj atom od na{eto telo e sozdaden mnogu odamna, vo vnatre{nosta na nekoja zaboravena yvezda. Nie sme, bukvalno, sozdadeni od yvezden prav.

[to se slu~uva ponatamu so jadroto na yvezdata koja stanala supernova? Okru`eno so sloevi od gas koj se {iri, toa mo`e da evoluira na dva na~ina, vo zavisnost od toa dali masata na yvezdata e pogolema ili pomala od 2.5 solarni masi.

Kaj yvezdite so mala pomala od 2.5 solarni masi mrtvoto jadro, bogato so neutroni, pri kolapsot se transformira vo t.n. neutronska yvezda. Sli~n

aps,

gravitacijata okolu yvezdata koja

o kako i pritisokot na degeriranite elektroni kaj beloto xuxe, pritisokot na degeneriranite neutroni go spre~uva potpolniot kolaps, pri {to se formira telo so neverojatna struktura i gustina. Dve solarni masi neutroni se zbieni vo sfera so pre~n-+00ik od 30 km (za razlika od 10000km na beloto xuxe). Edna la`i~ka materijal na neutronskata yveda ima masa od 40 milijardi toni. Najgolem broj od ovie neobi~ni tela ima jako magnetno pole i rotira so golema brzina. Identifikuvani se od astronomite po pulsevite na radio-branovi koi gi ispu{taat. Zatoa, vakvite neutronski yvezdi se nare~eni pulsari. Pulsarite, vsu{nost, ne pulsiraat, a i imeto go dobile, poradi na~inot na koj na Zemjata go registrirame nivnoto zra~ewe, {to e rezultat na nivnata brza rotacija. Koga elektroni }e navlezat vo severniot i ju`niot pol od jakoto magnetno pole na pulsarot, tie konstantno emitiraat radio branovi, koi pominuvaat preku neboto so rotacijata na yvezdata, pri {to e vozmo`no da se detektira eden puls zra~ewe za sekoja rotacija na pulsarot (kako starinski svetilnik). Pome|u pulsevite na najbavniot otkien pulsar izminuvaat 4 sekundi, a na najbrziot, vo maglinata Rak (slika 5), 33 milisekundi.

Kaj yvezdite so masa pogolema od 2.5 solarni masi pritisokot na degeneriranite neutroni ne mo`e da go zapre neumolivoto dejstvo na gravitacijata. Yvezdata e osudena na katastrofalen gravitacionen kolpri koj se pove}e se sobira, za da, vo eden moment, potpolno uni{tena, ne prestane da postoi. Vo tekot na ovoj kolaps,

kolapsira stanuva tolku jaka {to strukturata na prostorot i vremeto se

Maglinata Rak so pulsar vo centarot Sl. 5.

60

sklopuva, i yvezdata, bukvalno, iz~eznuva od Vselenata. Ona {to ostanuva e crna jama. Na povr{inata na crnata jama postoi ogromna gravitacija, pa materijata, nitu vo oblik na zra~ewe, ne mo`e da go napu{ti vakvoto telo. Osven toa, crnata jama bi progoltala se {to }e i se pribli`i na rastojanie 1.5 pati pogolemo od nejziniot radius. Crnite dupki se dosta interesni od aspektot na op{tata teorija na relativnosta, no vistinskiot dokaz za nivnoto postoewe, koe dosega e samo posredno doka`ano, mo`e da go dade samo nabquduva~kata astronomija.

Pogolem broj od yvezdite vo Vselenata ne pretstavuvaat samostojni, tuku dvojni i trojni sistemi, kako i sistemi sostaveni od pove}e yvezdi koi se dvi`at okolu zaedni~ki centar, no imaat naj~esto razli~ni masi, pa spored toa i razli~na evolucija. Na toj na~in tie mo`at istovremeno da se nao|aat vo razli~ni fazi na svojot `ivot, kako i da go zavr{at svojot razvoj razli~no, vlijaej}i, sepak, na odreden na~in, edna na druga. So ogled na golemata slo`enost i mno{tvoto na detali potrebni za davawe na potpoln opis na evolucijata na yvezdite, vo tekstot e opi{an samo razvojot na poedine~nite yvezdi.

61

ГАЛАКСИЈА

НАЦЕ СТОЈАНОВ nacestoj@iunona.pmf.ukim.edu.mk

1. ВОВЕД ако набљудувањето на галаксиите започнало уште во првата декада на шеснаесетиот век, кога според записите Галилеј со својот прв телескоп воодуш го набљудувал, помеѓу другото, и „’рбетот на ноќта“, приближните димензии и структура на овие вселенски објекти се осознаени дури во 1925 година. Во меѓувреме, се случувале многу активности кои имале за цел да откријат што повеќе податоци за галаксиите. Така на пример, Томас Вригт во 1750 година објавил статија во која тврдел дека Сонцето се наоѓа во еден систем од ѕвезди со форма диск, и дека она што ние го нарекуваме Млечен пат всушност е светлината што доаѓа од ѕвездите што лежат во рамнината на тој диск. Дека системот ѕвезди -Галаксијата- има форма на диск потврдиле и истражувањата на познатиот астроном Хершел во 1785 година.

енес, астрономите ја замислуваат Галаксијата како тенок диск од светлечка материја која се протега во регион од околу ( ) во дијаметар и дебелина од неколку стотици е мстена во хало од несветлечка или темна од

на

Галаксијат М31 во соѕвездието Андромеда е нашата најблиска но и најголема соседна галакси

а

ја.

И

евено

на

Д43 10 pc⋅

парсека. материја што

галаксијата

121pc 3,26ly 31 10 km≈ ≈ ⋅Оваа светлечка материја се протега до растојание со брзина од 45 10 pc⋅ 220 km sнеколку илјади парсека

стари ѕвезди. Како постојанистери, гру

центар. Гас и прашина

о

јадро одспомнеме и

галактичкиотc

с. Сонцето кружи околу центарот

растојание од 8500pc . Сите ѕвезди шгалактичкиот центар формираат членови на овие колосални објекти, даод ѕвезди со сферна форма која во протегаат на растојание до 45 10 p⋅материјалот од кој се формирани галактичкиот диск, а во центарот на да се наоѓа црна јама.

2. ТИПОВИ НА ГАЛАКСИИ

на то од

сфероидално па

себе сод се д ,

ѕвездите во галаксиите, се наоѓа многу блиску до Галаксијата, според најновите сознанија, може

а с

се во областа од

ги глобуларните кларжи дури до 610 стари ѕвезди, шт

о

Најдобрата класификација на галаксиите е направена од страна на Едвин Хабл во 1920 година. Според неа, г ласкиите е поделени во четири главни класи: елептични, спирални, премостени спирални и неправилни. Шемата на оваа класификација е дадена на слика 1.

62

пE6.

. Хаблова шема за класификација на галаксиите.

2.1. Елиптични галаксии Најголемиот дел од гал што може да ги забележиме во кој било дел од Вселенета припаѓаат во класата на елиптични галаксии. На пример, во најблискиот кластер од галаксии, познат под името Virgo, најголемиот дел од околу 2000-те членови се елиптични џуџести галаксии. Тие се помалку сјајни во однос на спиралните галаксии п

Сл. 1

аксиите

а зато потешко се забележуваат на големи растојанија. тичните галаксии е направена врз основа иптичните галаксии, а не врз основа на

ивната вистинска форма. Елиптичните галаксии се класифицираат во однос на

Хабловата класификација на елипна „сликите“ што ние ги гледаме за елннивниот степен на елиптичност (испупченост). Галаксиите кои имаат приближно сферна форма се во подкласата E0, а оние што се најиздолжени се во подкласата E7.

Сл. 2а. Галаксијата М89 е во подкласата E0.

Сл. 2б. Галаксијата М110 е во одкласата

63

Карактеристично за сите нив е тоа што содржат најповеќе стари ѕвезди чиј сјај е во долгобрановото подрачје на ЕМ-спектарот, односно светат со

те се

ажана на слика 3, е една таква џиновска галаксија која е посветла од која било га спирална галаксија. Таа е во класата на E0 или E1 елиптичните галаксии, и е

на оддалеченост од . Масата и се проценува на сончеви маси, а апсолутната ѕвездена големина и е -22.

површинскинијанси на црвена боја. Во меѓупросторот на елиптичните галаксии ѕвездента прашина не е многу застапена, но затоа околу 2% од вкупната маса на овие галаксии е во форма на гас чија (статистичка) температура е поголема од 610 K . Распределбата на светлината покажува дека најголемиот дел од ѕвездисконцетрирани околу центарот на галаксијата, но затоа постојат определени групации на ѕвезди што се распространети на многу големи растојанија. Затоа, волуменот на халото тешко може да се дефеинира.

Иако најголемиот дел од елиптичните галаксии се со помали димензии, постојат и такви што припаѓаат во групата на џиновски галаксии. M87, што е прикдру

660 10 ly⋅ 1210

Тоа се едни од најспектакуларните објекти во Вселената. Нашата галаксија,

како и нашиот најблисок сосед од тој вид М31 се припадници на класата спирални галаксии. Тие имаат многу поразвиена структура, во однос на елиптичните галаксии и во просек се в тли. Секоја спирална галаксија држи јадро, диск, хало и спирални краци вездена материја и прашина вообичаено се среќава насекаде низ дискот. Спиралните краци

пос е со. Меѓуѕ

содржат претежно млади ѕвезди меѓу кои по својата светлина се истакнуваат сините суперџинови.

Сл. 3а. Џиновската галаксија M87. Сл. 3б. Џуџеста галаксија М32.

Како пример за џуџеста елиптична галаксија ќе ја спомнеме галаксијата

M32, слика 3б, што припаѓа на подкласата Е2. Таа е сателит галаксија на познатата М31, и е на оддалеченост од 62,9 10 ly⋅ . Масата и се проценува на околу 9 сончеви маси.

2.2. Спирални галаксии

3 10⋅

64

Според Хабловата класификација спирални галаксии се поделени на подкласи: Sa, Sb и Sc, што зависи од степенот на развиеност на определени структурни елементи. На пример, галаксиите од класата Sa се познати како „сомбреро“ галаксии и кај нив доминира јадрото и халото. Типичен припадник на оваа класа галаксии e M104, слика 4а.

ијата со ознака NGC 1365 прикажа слика 5б.

Сл. 4а. „Сомбреро“ галаксија M104. Сл. 4б. Спирална галаксија М74.

Кај спиралните галаксиите од подкласите Sb и Sc имаме значително оразвиени краци. Тоа посебно се забележува кај припадниците на подкласата Sc. Типичн са е M74 прикажана на слика 4б. ечиси една третина од спиралните галаксии имаат впечатлив „лост“ кој помину

па галаксија од оваа подклаРва низ нивното јадро. Тие се познати под името „премостени“ галаксии и

имаат свои подкласи: SBa, SBb и SBc. И во овој случај подкласите се направени врз основа на развиеноста на некои структурни елементи, а карактеристично за сите е тоа што краците им започнуваат од краевите на лостот. На пример, галаксиите од подкласата SBa наликуваат на „обичните“ спирални галаксии и имаат развиено јадро и краци. Пример за оваква галаксија е М83 а прикажана е на слика 5а.

Сл. 5а. Премостена галаксијата M83. Сл. 5б. Премостена галаксија NGC1365.

Сосема поразлични се галаксиите од подкласата SBc. Тие имаат слабо развиени краци со карактеристична „Z“-форма. Припадник на оваа подкласа е галакс на на

65

2.3. Неправилни галаксии

имаат хаотичен

Само неколку проценти од вкупниот број галаксии припаѓаат во класата на неправилни галаксии. Тие не поседуваат сферна симетрија туку распоред на ѕвездите. Поделени се во две подкласи. Првата се одбележува како Irr I галаксии, и во нив најповеќе има ѕвезди од спектралните класи O и B. Како репрезентативни примери на овие галаксии се Големиот и Малиот Магеланов облак, слика 6, што всушност претставуваат сателитски галаксии на нашиот Млечен пат. Видливи се од јужното небо и се на оддалеченост од 69kpc и 52kpc . Во нив се откриени ѕвездени кластери, променливи ѕвезди како и суперџинови. Подеднакво се застапени и младите и старите ѕвезди.

Сл. 6а. Голем Магеланов облак . Сл. 6б. Мал Магеланов облак.

ата подкласа на неправилни га се означу аат како Irr II. Тие, ра нал но се

Вторди отсуство на симетрија, во многу

лаксии викуваат на галаксиите од подкласата Irrза

I, разликуват од нив затоа што имаат впечатливи темни траги од меѓуѕвездена прашина. Пример за оваква галаксија е M82, слика 7.

Сл. 7. Неправилна галаксија M82.

Таа е позната како „цигар“ галаксија и по многу нешта е единствена. Претставува извонреден пример на галаксија во која ѕвездите се формираат со многу брзо темпо и во голем број. Ова добро се забележува на слика 8а која е добиена со помош на сателитот CHANDRA во областа на X-зраците. Покрај тоа, во

66

центарот на оваа галаксија има остатоци од експлозија на супернова, што покажува дека во јадрото се одвиваат многу динамички процеси карактеристични за млади и масивни ѕвезди. Осататоците од експлозијата на супернова се прикажани на слика 8б, а се добиени со помош на миксување на сликите од 12 радио телескопи поставени низ целата земјина површина.

Галаксијата M82 е значајна и по тоа што е најсериозен кандидат кој поседува црна јама во своето јадро и тоа многу поразлична од досега познатите. Според теоријата, црните јами може да се најдат во бинарните системи помеѓу неутронска и масивна ѕвезда или во огромните пространства на галактичките јадра каде б ив и црни о M82 ма т.н. црна јама со средна маса. Таа, за разлика од супермасивните црни јами не е наоѓ

и требало да постојат супермас н јами. Но за разлика од нив, вис а во центарот на галаксијата туку е поместена од него 600ly . Има маса која е само 500 пати поголема од онаа на Сонцето а сместена е во волумен кој не е поголем од нашата Месечина.

Сл. 8а. Сл. 8б .

3. СТРУКТУРА НА ГАЛАКСИЈАТА МЛЕЧЕН ПАТ До почетокот на 20 век, се сметало дека центарот на нашата Галаксија е во близина на Сонцето, и дека таа се просега на само неколку илјади светлосни години од него. Главна причина за ова била меѓуѕвездената прашина која ја замрачувала светлина од оддалечените ѕвезди, па затоа со оптичките телескопи можело да се набљудува само мал дел од Млечниот пат. Една од главните причини за осознавање на вистинската големина на нашата галаксија биле истражувањата на Харлоу Шепли поврзани со распределбата на Глобуларните кластери во Млечниот пат. Карактеристично е што тие не се распределени во рамнинатата на галактичкиот диск, туку насекаде околу него. Затоа, меѓуѕвездената прашина неможе да ги засени и со тоа да ги направи невидливи за оптичките телескопи.

67

3.1. Распределба на Глобуларните кластери Глобуларните кластери претставуваат групација од ѕвезди со речиси идеална сферна форма, слика 9. Бројот на членови во нив, во просек, е повеќе стотици илјади ѕвезди. Заради определување на оддалеченоста до овие кластери, од интерест е откривањето на кластерските променливи ѕвезди (RR Lyrae) кои најчесто имаат апсолутна ѕвездена големина 0 или +1. Користијќи ги нив, како и некои методи за индиректно определување на растојанието до кластерите што не содржат променливи ѕведи, Шепли , веќе во 1917 година имал направено 3Д-мапа на нивната распределба. Таа покажувала дека глобуларните кластери формираат приближно сферен систем чиј центар не е во Сонцето, туку во средината на Млечниот пат во правец на соѕвездието Sagittarius на оддалеченост од од нас. Заради ова, Шепли заклучил дека глобуларните кластери се центрирани околу центарот на нашата галаксија.

25000 ly

3.2. Галактичко хало Просторно најголемиот дел на спиралните галаксии е познат како галактички „диск“. Тој е релативно рамен и тенок и во себе ги содржи спиралните краци. Во случај на Млечниот пат, неговата големина е околу 510 ly , слика 10а. Галктичкиот диск е обиколен со доста редок „облак“ од поединечни ѕвезди кои се значително побројни од глобуларните кластери. Тие заедно (ѕвездите и кластерите) го формираат галактичкото хало кое, повеќе или помалку, има сферна форма. Густината на ѕвездите во халото се зголемува како се приближ он

Сл. 9. Најголемиот глобуларен кластер во Млечниот пат познат

710како Omega Centauri (NGC 5139) содржи околу ѕвезди.

Овој негов заклучок се покажал како точен, и покасно повеќе пати е потврд на глобуларните кластери во ругит

уваме к

уван, посебно со мерењата на распределбата е спирални галаксии. д

68

галактичкиот центар, слика 10б. Користејќи ги пред сè, променливите ѕвезди, измерено е дека тие може да се најдат и на оддалеченост од од двете трани на галактичкиот диск, што значи дека дебелината на достигнува до . Ова е најверојатен резултат според досегашните иако има

што покажуваат дека поединечни ѕвездени кластери најдат и на поголеми растојанија, околу , сепак, со сигу е утврде

навистина припаѓаат на нашата .

45 10 ly⋅ халото мерења, може да серност не

510 lyподатоци

многудали тие

3250 10 ly⋅ галаксија

Сл. 10б. Нашата галаксија „видена“ во оптичкиот дел од спектарот.

3.3. Меѓуѕвездена материја Меѓуѕвездената материја е соста ас и прашина што не е влезена во сотавот на ѕвездите. Таа најчесто се наоѓа во и

вена од г околу диск. За

ејзино изучување од најголема полза се радио-телескопите кои вршат мерења на бранова должина од . Оваа вредност е избрана затоа што, количински, најзастапен елемент во Вселената е неутралниот водород, а кога тој е возбуден емитира фотони со таа бранова должина. Притоа, прашинастите темни облаци

галактичкиот

с

Сл. 10а. Нашата галаксија „видена“ во IC делот на спектарот.

н 21cm

69

воопшто не пречат на набљудувањата. Мерењата покажале дека во случај на нашата галаксија, најголемите количества од неутрален водорот се наоѓаат во орбити кои се на поголема оддалеченост во однос на орбитата на Сонцето, односно, дури до од центарот на галаксијата. Исто така, откриено е дека нашата галаксија повеќе, наверојатно четири, спирални краци чија големина е во границите од до . Во нив претежно има млади и масивни ѕвезди. Испитув на нашата галаксија покажале дека во неа како доминатна се облаци составени од молекули на и

. Нивното исто откриено со помош на радио-телескопите. ва збор за со димензии. Масата може да им биде пати поголема на , а големината на облакот достигнува . и се околуларни набљу покажу дека во добар дел од

формирање ѕвезди

4. НА

Одговорот прашање комплексен сè уште нецелосен на која теорија и бара дувачки материјал со

на сигу тешко се добие. ва збор за високософисти- набљудув радио во IC- , како и во области на

зраците. Тука дека набљуд во областа на видливата направени вселенскиот Хабл

Од десега може рност да се заклучи ии г на ова и кој покажу во арните кластери на нашиот Млечен пат

милијарди Значи, нашата Галаксија

раат

поспоро

510 ly има

316 10⋅ањата наструкту

постоењеобјекти

од

облаци, а на

ФОРМИРАЊЕ

на ова било

којања со секако

со

насобраните

ва

л

ќе с

раат

ly ра, онаа

рност

дека

уи

380 10 ly⋅внатрешоста

огромнитетака, е

гигантски Сонцето

дувањата.

ГАЛАКСИИ

е многу е тешка

миже да -телескопи спаѓаат и

телескоп

материјали

глобул

ра.

, додек

2H

и до и до

4000 нив

бидејќивисок

UV

дека e

има би

COСтану3 1⋅120молеку

степенцирании X-

галаактезреб

60ly

започмало

проверката

светлина

ксодиа

ваат

инабљуСтану

спектаротувањата.

со сигу

години.

т л

Сознанијата покажуват дека и Вселената не е многу постара во однос на оваа бројка, па затоа се проценува дека формирањето на галаксиите започнало две до три милијарди години после Големата експлозија, откако поминало доволно големо време за да ево првичните ѕвездени системи. Како поткрепа на оваа теза се и мерењата што покажуваат дека тешките елементи во сотав на галаксиите како: јаглерод, азот и кислород не настанале како резултат на Големата експлозија, туку биле формирани во циклусите на нуклеарни реакции што се создавале во јадрата на првичните ѕвездедни системи, а покасно како такви се влезени во составот на галаксиите.

Кога зборуваме за формирањето на галаксите, предвид треба да го имаме и следниов факт. Ве помнавме дека галаксиите, според формата, се среќаваат, вогланво, во две главни класи: елиптични и спирални. Елиптичните галаксии се погусти, но, роти а спиралните галаксии се подифузни и ротираат побрзо. Ова е навистина голем проблем бидејќи „логиката“ укажува дека треба да се случува обратен процес. Зато изгледа чудно како елиптичните галаксии

Температурата вообичаено им е околу 10K . Откриен

те, без разлика на кој вид припаѓаат, се многу стари. Во прилофѕв што се стари помеѓу 12 и 20

о да биде барем исто толку стат

70

пос

теорида к

два различни механизми на формирање на во едниот и во другиот случај сè започнува со флуктуација на

густината на примордијалната материја. Тоа е статистички процес со кој локално, во мик материјата, а потоа, во зависност

о владеат, таа локална промена може и да се зголеми. Испитувањата

е а тоа е проверка со помош на омпју

Вселената, односно, постоењето на суперк

танале толку компактни и густи а ротираат значително поспоро во однос на спиралните галаксии. Оваа секако е загатка која треба да биде разрешена во

јата за формирањето на галаксиите. Ако постојат две класи на галаксии може ажеме дека: а) постоеле два

вида на примордијални облаци од кои се формирале овие галаксии или б) постои еден примордијален облак, но галаксиите. И

роскопски размери, се менува густината наод условите штпокажале дека поточни резултати дава втората претпоставка, односно, дека постојат два многу различни механизми а една примордијална материја. Едниот механизам доведува до формирање на елиптични галаксии само 50 милиони години после Големата експлозија, а дејството на другиот е поспоро па затоа формирањето на спиралните галаксии започнува дури 2 милијарди години покасно.

Валидноста на оваа теорија е невозможно да се провери аналитички, па затоа се преминало кон единственото можно решеник терска симулација. Резултатите биле извноредни затоа што со голем успех бил репродуциран развојот на два вида галаксии од еден примордијален облак со помош на два „кочни“ механизми. Меѓуто, тоа не значи дека со тоа сите проблеми се решени. Останува да се направат некои усовршувања со кои ќе се потврди потоењето на мегаструктурите во

ластерите, како и развојот на микроструктурата внатре во самите галаксии, односно, објаснувањето на постоењето на различните ѕвездени и планетарни ситеми.

71

OPTI^KI INSTRUMENTI

od Bor~e Mil~eski

DVOGLEDI

Dvogledite vo astronomijata glavno se koristat ako pomagala za polesno nao|awe na nekoi nebesni tela. Glavni karakteristiki na eden dvogled se negovoto zgolemuvawe i dijametarot na negovite le}i. Pri toa pri opisot na eden dvogled pr o se dava negov to zgole uvawe a po oa dijametarot na le}ite izrazen vo milimetri.

Principot na koj raboti eden dvogled e mnogu sli~en na onoj kaj teleskop

v o m t

ite refraktori za koi }e stane zbor malku ponapred, pa zatoa nema da se zadr`uvame mnogu na toa tuka.

72

TELESKOPI

Teleskopot e osnovniot astronomski instrument. Toj ni ovozmo`uva mnogu podobro da gi nabquduvame slabite i sitni tela na nebesnata sfera otko

za nekoi drugi vrsti na instrumentalni nabquduvawa, fokusot e mestoto kade {to se mesti filmot na aparatot ili pak vlezniot otvor na instrumentot. Za da nie mo`eme da ja nabquduvame slikata na objektot koja ni ja dava objektivot, pozadi objektivot mora da se stavi okular. Okularot igra uloga na olemuva~, imeno toj vo isto vreme ja zgolemuva slikata i maksimalno ja izostruva.

Kvalitetot na slikata zavisi najmnogu od objektivot, pa tokmu poradi toa i pri opisot na eden teleskop prvata karakteristika koja se zapazuva e tokmu objektivot. Dvete najva`ni karakteristiki kaj eden teleskop se dijametarot i fokusnata dale~ina. Mnogu ~esto namesto fokusna dale~ina se naveduva F brojot na objektivot. F brojot vo astronomijata isto kako i vo fotografijata se definira kako odnos pome|u fokusnata dale~ina i dijametarot na objektivot.

F/ = f / D

Tuka so f e obele`ano fokusnoto rastojanie na objektivot, a so D e obele`an dijametarot na obektivot, u{te se vika i aperatura. Pri re{avawe treba da se vnimava na toa f i D da se izrazeni vo isti edinici. Obi~no se koristat milimetri ili metri. No vo Amerika i Anglija se u{te se koristat in~i, pri {to:

1″ = 25,4 mm

Fotografite ne ba{ na ist na~in gi ozna~uvaat svoite objektivi. Tie prvo ja ka`uvaat fokusnata dale~ina, a posle toa F brojot pri {to namesto so ″F/″ tie obele`uvaat so ″1:″, pri toa fotografite F brojot go narekuvaat blenda. Taka na primer teleskop so objektiv od 100 mm, i fokusna dale~ina od 500 mm, astronom bi go opi{al kako 100 mm teleskop so F/ 5, a dodeka fotograf za istiot teleskop bi rekol: teleskop 500 mm so objektiv 1:5.

Spored tipot na objektivot (slika 1) teleskopite se delat na tri vida: refraktori, reflektori i me{oviti (katadioptri~ki).

lku so golo oko. Najva`niot del na sekoj teleskop e objektivot. Toj ja sozdava slikata na nebesnite objekti vo svojot fokus. Koga teleskopot se koristi za fotografirawe ili pak

zg

73

Reflektor Refraktor

katadioptrik ({mit-kasagren) dopsonov model

Obi~no i dvete le}i se pravat sobirni. No mo`e kako

toi i rasturna le}a, pri {to se stava pred fokusot na objektivot.

So cel da se dobie pogolemo zgolemuvawe, vo toa vreme astronomite gradele teleskopi so podolgi cevki za da mo`e da

Refraktor e teleskop koj {to kako objektiv koristi edna ili pove}e

le}i. So nivno kombinirawe, so rasturni i sobirni, se nastojuva da se namali aberacijata. Za prv pat teleskopot bil upotreben od Galileo Galilej vo 1610 godina i toa bilo refraktor.

okular da s

74

imaat pogolemi fokusni dale~ini. I se do Wutn podobruvaweto kaj teleskopite se gledalo samo kaj nivnata dol`ina. Wutn za prv pat stavil sferno ogledalo kako objektiv namesto le}a. Ovie teleskopi se vikaat reflektori. Prvite reflektori bile so metalni ogledala. No koroziraweto na sfernata povr{ina sozdavalo mnogu problemi. Podocna so usovr{uvaweto na proizvodstvoto na stakla metalot bil zamenet so staklo.

Pronao|aweto na tehnikata za posrebruvawe na stakloto i za negovoto brusewe do sferna, paraboli~na ili elipti~na povr{ina

lo do toa teleskopi da se usovr{at do sega{nata generacija na

aluminizirani ogledala. Reflektorite koristat i sekundarno ogledalo. Kaj obi~niot Wutnov reflektor toa se stava malku pred fokusot, za da mo`e svetlosnite

d), {to se nao|a na opti~kata oska na objektivot, no podaleku od negoviot fokus. Kasegrenoviot reflektor pak e sli~en na Gregorieviot, no sekundarnoto ogledalo (konveksno) le`i pred fokusot na objektivot. Ovie dva teleskopa se teleobjektivski sistemi, pa zatoa mo`at da imaat i mala dol`ina, a golemo fokusno rastojanie, {to ne e slu~aj kaj Galileeviot refraktor i kaj Wutnoviot reflektor.

Me{anite ili katadioptri~ki teleskopi imaat objektivi koi se sostaveni so kombinacija na le}i i ogledala. Konstrukcionata prednost kaj ovie teleskopi e {to lesno se postignuva promena vo fokusnoto rastojanie.

dove te

reflektori so

zraci da gi izvede pod prav agol, nadvor od cevkata i da gi vnese vo okularniot del. Kaj Gregorieviot reflektor vo sredinata na sfernoto ogledallo ima otvor niz koj minuvaat reflektiranite zraci od isto takvo konkavno ogledalo (naj~esto sfera ili elipsoi

Ova se osnovnite vidovi opti~ki teleskopi so osna simetrija. Na niv se

dodavaat filtri, korektori na poleto, prizmi ili re{etki, kameri i niza drugi dopolnitelni uredi i na toj na~in se dobivaat golem broj razli~ni

r. Taka ima teleskopi kornografi koj vata korona, spektroheliografi - za elena branova dol`ina, magnetografi - , kude-teleskop i.t.n.

kombinacii na nabquduva~ki pribo

do

slu`at za nabquduvawe na Son~efotografirawe na Sonceto vo oprego snima magnetnoto pole na Soncet

75

OSNOVNI KARAKTERISTIKI NA TELESKOPITE

Funkcijata na objektivot e dvostrana: da sobira {to e mo`no pove}e

svetlina i da ovozmo`i nabquduvawe na objektot pod {to e mo`no pogolem agol. [to pove}e se sobira svetlina toa zna~i deka mo`e da se nabquduvaat poslabi tela, spored toa jasno e deka kolku e pogolem objektivot tolku e podobar od pri~ina {to ima pogolema povr{ina. Ako zememe deka dijametarot na zenicata kaj ~ovekovoto oko koga e otvorena, zna~i naviknata na temno, e 7mm (vsu{nost

ovaa brojka varira od ~ovek do

milimetri sobira onolku pati pove}e svetlina kolku {to negovata povr{ina e pogolema od povr{inata na zenicata na

~ovekovoto oko, pa spored toa }e imame: S = (D / 7)2

S se narekuva svetlosna mo} na teleskopot. Primer: da se presmeta svetlosnata mo} kaj teleskop so aperatura od

200 m

`eme da gledame tela so magnituda od okolu 6 zvedeni veli~ini, so pomo{ na fotometriski form li se doa|a do sl

Primer: da se najde grani~nata yvezdena magnituda na teleskop so

objektiv od 200 mm mg = 6 + 2,5*log(816) = 13,3

So vr{ewe na nabquduvawa so pove}e teleskopi e poka`ano deka

grani~nata yvezdena magnituda se dostignuva samo pri vedri, temni no}i bez mese~ina. Pri mnogu dobri uslovi mo`no e da se nabquduvaat i magnitudi

~ovek i se dvi`i vo granicite od 6 mm do 8 mm) toga{ objektiv so dijametar D

m S = (200/7)2 = 816

So pomo{ na svetlosnata mo} mo`eme ja da odredime i ja~inata na

yvezdite koi mo`eme da gi nabquduvame so pomo{ na teleskopot. Ako teleskopot sobira S pati pove}e svetlina od goloto oko, toga{ so nego mo`eme da gledame i S pati potemni tela. So golo oko mo

u ednoto:

mg = 6 + 2,5*log(S)

76

pote kvalitet na objektivot kako i

mot. a yvezdena magnituda na mestoto na S se

jektivot toga{ dobivame drug oblik na tuda koj se koristi mnogu ~esto:

/ 7) = 1,8 + 5*log(D)

positni detali otkolku so golo oko. Zgolempome|u fokusnoto rastojanie na objektivot okularot (f):

P = F / f Zgolemuvaweto ne mo`e da se menuva

zgolemuvaweto e premalo, doa|a do gubewe nae celosno iskoristen. Dodeka pak ako zgol

ez detali, i }e gi istakneme nesovr{enostite na optikata i trepereweto na zracite. Granicite vo koi

den teleskop zavisi od negoviot objektiv, od negoviot tip i kvalitet. No naj~esto objektivite se so zadovoluva~ki kvalitet, taka da kvlitetot na likata go ograni~uvaat

te zakoni (difrakcijata) kako i trepereweto na zracite. Zgolemuvawata mo`at da se podelat na mali, sredni i golemi.

alite zgolemuvawa davaat svetla slika so mnogu golemo vidno pole i zatoa

izrazito golem olemite zgolemuvawa se koristat isto kako i srednite za planetite,

za Mese~inata , za dvojni yvezdi ako atmosferata e dovolno mirna. Kaj ovie zgolemuvawa vidnoto pole e mnogu malo, slikata temna i mnogu osetliva na trep eto

e|u poedinite zgolemuvawa ne se mnogu ostri no sepak mo`e da se odredat spored s

remalite zgolemuvawa se pomali od:

mni za edna yvezdena magnituda od onie dobieni vo gornata ravenka. Tuka golema uloga igra i opti~kiotnabquduva~koto iskustvo na astrono

Dokolku vo ravenkata za grani~nvmetne izrazot so dijametarot na obravenkata za grani~na yvezdena magni

mg = 6 + 5*log(D

Druga va`na veli~ina kaj teleskopite e zgolemuvaweto. Zgolemuvaj}i gi nabesnite tela teleskopot ni ovozmo`uva na niv da uo~uvame mnogu

uvaweto (P) pretstavuva odnos (F) i fokusnoto rastojanie na

vo proizvolni granici. Ako svetlost taka da teleskopot ne emuvaweto e premnogu golemo

dobivame temni razma~kani sliki b

{to mo`e da se dvi`i zgolemuvaweto na e

opti~ki

M se koristat za barawe na objekti na neboto, za nabquduvawe na kometi,

na maglini i sl. Kaj malite zgolemuvawa trepereweto na zracite ne deluva na kvalitetot na slikata.

Srednite zgolemuvawa se koristat za nabquduvawe na Mese~inata i planetite, potoa za dvojni yvezdi, za posjajni maglinii sl. Trepereweto na zracite se primetuva samo ako e

G

erew na zracite. Granicite pom

lednite formuli: p

Pmin = D(mm) / 7

malite zgolemuvawa se pom|u Pmin i Ps Ps = D(mm) / 3

77

tuka spa|a i tn. normalno zgolemuvawe Pn = D(mm) / 5

srednite zgolemuvawa se nao|aat izme|u Ps i Pv

m)

Pv = D(m

nad Pv se dvi`at golemite zgolemuvawa i se dvi`at se do Pmax Pmax = 2,5*D(mm)

Zgolemuvawata nad Pmax se pregolemi, so mnogu temni sliki i mnogu

matni. Kako {to se zaprimetuva ovie zgolemuvawa zavisat samo od dijametarot na objektivot. Odnos sat od svetlosnata mo} na objektivot, kolkava svetlina toj mo`e da sobere, a so toa da ni dade i po~i

Pmax = 2,5*200 = 500 x

aka {to za nabquduvawe na posi

o slednava ravenka:

) kade {to R e ag ezdite ne se so ist sjaj, toga{ rastojanieto koe se u{te mo`e da se razdvoi pome|u ovie yvezd vo sjajot pome|u yvezdite. Mnogu ~esto razdvojuva aj, kako na primer detalite, na edna planeta e mnogu polo{o od ona predvideno so gornata ravenka.

no zavi

sta i pojasna slika na objektot {to go nabquduvame. Primer: da se najdat korisnite zgolemuvawa za objektiv so dijametar od

200 mm: Pmin = 200 / 7 = 29 x

Pn = 200 / 5 = 40 x

Ps = 200 / 3 = 67 x

Pn = 200 = 200 x

Zakonite za fizikata ja ograni~uvaat ostrinata na slikata koja mo`e da se dobie so objektiv so odreden dijametar, t

tni detali treba da koristime pogolemi objektivi. Najmaloto aglovo rastojanie pome|u dve yvezdi so ist sjaj, koi se u{te

mo`e da se razdvojuvaat pome|u sebe, so pomo{ na teleskop koj ima objektiv so dijametar D, e dadeno s

R(″) = 120 / D (mm

lovoto rastojanie mereno vo aglovi sekundi. Ako yv

i raste so rasteweto na razlikata weto na detalite kaj tela so ist ili sli~en sj

78

Primer: da se odredi razdvojnata mo} na teleskop so objektiv od 200 mm

R = 120 / 200 = 0,6″

OKULARI

Ima ~etiri osnovni tipovi okulari:

1. klasi~ni le}i

2. hajgensov tip okulari

3. ramsdenov okular

4. simetri~ni okulari

klasi~ni le}i Ova se obi~no plankonveksni le}i i se koristat za golemi

zgolemuvawa. Najdobro raboti kaj teleskopi so golem refraktorite. Nedostatok im e maloto vistepeni. Kaj ovie okulari ramnata strana se mesti od napred.

hajgensov okular

F broj, na primer kaj dno pole koe se dvi`i od 15 do 25

Se sostoi od dve plankoveksni le}i. Toj e izraboten na principot

pored koj kombinacijata n teni od ist tip staklo, e hromati~na dokolku tie dve i edna od druga za polovina d zbirot a nivnite fokusni dale~ini. Doklku nivnite fokusni dale~ini

i do 50 stepeni. Se oristi kaj teleskopi so F nad 10 (kaj omalite se javuva aberacija), najdobro aboti kaj refraktori.

amsdenov okular

s a dve le}i, izrabo le}i se oddale~ena

o nse F1 i F2 toga{ ahromati~na le}a }e dobieme dokolku tie se oddale~eni edna od druga za: d = (F1 + F2) / 2.

Okularot taka se montira da pomalata le}a dojde poblisku do okoto. Hajgensoviot okular ima {iroko vidno pole, ponekoga{ kpr

r

79

I ovoj okular kako i hajgensoviot raboti na principot na ahromacija.

Toj se sostoi od dve isti plankoveksni le}i svrteni edna kon druga so ispap~enite strani.

Me|usebnoto rastojanie treba da im bide 2/3 do 3/4 od fokusnoto

rastojanie ne edna od le}ite. Vidnoto pole e nekade okolu 30 stepeni i e dobar kako traga~. Mo`e da se koristi i na reflektori so F do 7 ili 6.

ari simetri~ni okul

STAVUVAWE

So dobli`uvawe na dva ahromati~ni okulari so ispap~enite strani

blisku eden do drug se dobiva simetri~en okular. Mo`e da se dobli`at do okolu 0,1 - 1 mm no mora da se vnimava da ne se doprat bidej}i }e dojde do o{tetuvawe na okularite. Vakov okular ima golemo vidno pole i do 50 stepeni i dobro raboti na teleskopi so F do 5 ili 4.

MONTA@A I PONA TELESK

Postavuvaweto na teleskopot ima g

zgolemuva, ne ja zgolemuva samo slikata zgolemuva i site pre~ki

OPITE

olemo zna~ewe, bidej}i koga toj {to sakame da ja vidime, tuku gi

. Zna~i teleskopot mora da bide stabilen za vreme na nabquduvaweto, no i lesen za rakuvawe, {to zna~i, dobro izbalansiran. Teleskopot isto taka mora da poseduva i mo`nost za nabquduvawe na site to~ki od neboto, {to se nad horizontot. Toj mora da bide postaven na masi dve me|usebno normalni osovini, vna osnova, so te`i{te na presekot naokolu koi }e mo`e slobodno da rotira.

80

Od gledna to~ka na koordinatnite sistemi, koi se koristat vo astronomijata, pri monta`ata treba da se primeni ili horizontskiot ili nebesniot ekvatorijalen nebesen sistem. Prviot poretko se koristi iako e polesen za montirawe. Kaj ovaa monta`a ednata oska e postavena paralelno na vertikalata (gi povrzuva zenitot i nadirot) , a drugata e paralelna na nebesniot horizont i e normalna na prvata. Ovaa monta`a u{te se vika i azimutska monta`a.Vtorata t.n. ekvatorijalna monta`a, ima pove}e varijanti. Za pomalite teleskopi se prepora~uva t.n. germanska monta`a. Na vertikalen stolb - nosa~ se postavuva ednata oska, paralelna na

svetskata oska (prodol`enie na Zemjinata oska na neboto). Toa e ~asovna osovina, a drugata, deklinaciska osovina, e postavena pod normalen agol na ~asovnata, odnosno normalno na nebesniot ekvator. Zaradi mo`nost za manipulirawe, tubusot na teleskopot treba da bide pokraj nose~kiot stolb. Na sprotivnata strana se stava protivteg, so koj te`i{teto na sistemot se vra}a na nose~kiot stolb. Angliskata monta`a pove}e odgovara za

ina. Ameriikanskata ili viqu{kasta monta`a e

u{nost varijacija na Angliskata, i e pogodna za golemi teleskopi, reflektori. Teleskopot e

pric

~uvawe na oskata koja vrti okolu svetskata oska kon severniot nebesen pol, odnosno kon yvezdata severnicata. Ova naso~uvawe mora da bide mnogu precizno izvedeno ({to e i dosta te{ko da se izvede). Posle toa za da se prati (prividnoto) rotirawe na nebesnata sfera dovolno }e bide da se vrti samo ednata oska (paralelnata na svetskata oska). Za podobro useveruvawe kaj nekoi teleskopi na samata oska

ST). Toj e reflektor so ogledalo od 2,4 metri (94,5 in~i). Dolg e 15,9 m. a ima pre~nik od 4,2 metri. Ima snimeno

pogolemite teleskopi, reflektori. Oskata {to e paralelna so svetskata oska ja nosat dva stolba, {to se nao|aat na meridijanskata ramn

vs

vrsten na toj na~in {to ednata oska, okolu koja {to rotira teleskopot, ja nosi potkovica ~ija oska e paralelna so svetskata oska.

Koga se postavuva teleskopot za nabquduvawe prvo {to treba da se napravi e toj da se useveri. Useveruvaweto e edna od najva`nite raboti pri postavuvaweto na teleskopot. Toa pretstavuva naso

e vgraden mal durbin niz koj ja centrirame severnicata. Kaj ponovite teleskopi ima i malo motor~e koe go vrti teleskopot sinhrono so neboto taka da nie ne mora voop{to da go pridvi`uvame teleskopot. Otkako edna{ }e go nacentrirame na nekoj objekt, toj celo vreme }e poka`uva na nego.

Mnogu golema pre~ka za teleskopite tuka na Zemjata e atmosferata. Imeno taa spre~uva mnogu od svetlinata na nebesnite tela da stigne do samiot objektiv na teleskopot. Za da se ottrgne i ovaa pre~ka na 24.04.1990 so pomo{ na vslenskiot brod Diskaveri e lansiran i najgolemiot vselenski teleskop Habl (Hubble Space Telescope, H

81

mnog

u ubavi i vredni sliki koi {to pomognale vo razre{uvaweto na mnogu misterii vo vselenata.

bble Space Telescope

sega stanuva{e zbor bea opti~ki. No postoi i

kade {to dobieniot signal od nebesnoto telo, se amu. Vrz osnovana toa na koja branova dol`ina at X-ray teleskopi, Gamma-ray teleskopi. Eve

Hu

Teleskopite za koi dodrug tip teleskopi, za naukata mnogu va`ni (mo`ebi i pova`ni), radioteleskopite. Tie vo fokusot, namestoto na sekundarnoto ogledalo imaat dipolen priemnik, odzasiluva i prenesuva ponatrabotat tie mo`e da bidnekolku takvi.

Chandra X-ray XMM-Newton X-ray

82

mma-ray Effelsberg Radio Observatory

Nedostatok kaj radioteleskopite e nivnata mnogu mala razdelna mo}. Pora

ali od dimenziite na razdvojniot agol pretstavuva to~kast izvor ili ″radio-yvezda″. Zna~i so povrzuvawe na pove}e radioteleskopi, koi rabotat na ista frekvencija se dobiva interferometar. Najgolemiot se nao|a vo Novo Meksiko i se sostoi od 27 teleskopi so po 25 metarski (vo dijametar) ″tawiri″.

Integral Ga

di toa astronomite konstruirale radio-interferometri. Tie rabotat na principot na difrakciono-interferencionata slika. Kaj re{etkata pogolemiot broj zaseci davaat potesni interferencioni maksimumi. So toa se dobiva sjaen to~kast izvor. Radio-teleskopite, postaveni na ednakvo rastojanie deluvaat kako prorezite na re{etkta. Neto~kastite izvori davaat poslo`ena slika. Za radio teleskopot, sekoj izvor ~ii aglovi dimenzii se pom

Very large Array

83

Najgolemiot poedine~en radioteleskop (Aresibo) se nao|a vo Puerto Riko i e smesten vo kraterot na eden izgasnat vulkan. Ima dijametar od 305 m. Najgolemiot nedostatok mu e toa {to, normalno, ne mo`e da go prenaso~uva glavniot fokus.

Arecibo Radio Observatory Najgolemiot opti~ki teleskop se nao|a na Havaite. Toa se vsu{nost dva

isti teleskopi. Dvata se reflektori so pre~nici od 10 m. (400in~i). Se sostojat od 36 {estoagolni ogledala koi se taka nemesteni da rabotat kako edna celina.

Mauna Kea Mauna Kea South

84

Najgolemiot teleskop so edine~no ogledalo od 1976 godina e na Kavkaz i ima ogledalo so pre~nik od 6 metri. Do toga{ najgolem bil teleskopot na Maunt Palomer i imal pre~nik 5,08 metri (200in~i).

Na ^ile se nao|aat ~etiri teleskopi so po pre~nik od 8.2 metri (330 in~i). So nivno povrzuvawe tie davaat performansi na teleskop od 16,4 metri (660 in~i) reflektor.

BTA – Kavkaz

allomer

Mount P

85

86

Soyvezdija i nabqudu Legendi i poteklo na soyvezdijat Kalisto, ubavata }erka na arkadiskiot kral Likaon, stanala pridru`ni~ka na bo`icata na lovot nejzina blizina, Kalisto morala da se zakolne na nbide posvetena na bo`icata Artemida

(vrhKalisto. Se pretvoril vo Apolon, za polesno da ja zavede, i ja obqubil. Kalisto ostanala trudna i rodila sin - Arkad. Zevsovata `ena Hera, qubomorna na Kalisto, ja pretvorila vo Me~ka i ja pu{tila da talka po {umata. Mnogu godini podocna Arkad (sinot na Kalisto), koga stanal ma`, oti{ol na lov. Otkako go videla Kalisto (koja imala forma na me~ka), go prepoznala i trgnala nakaj nego. Arkad ne

ja prepoznal majka si, tuku videl kako golema me~ka odi nakaj nego i se ja ubie. Zevs go nabquduval seto toa i

pred Arkad da ja pu{ti strelata i so toa da stane ubiec na svojata majka, gi prenel i dvajcata na neboto. Taka

No Hera navredena od vakviot akt na Zevs, mu naredila na Posejdon da ne im dozvoli da slezat do vodata na okeanot i da se osve`at posle celove~ernoto patuvawe po neboto. Zatoa ovie dve soyvezdija nikoga{ ne izgrevaat i ne zao|aat zad horizontot. Vakvite soyvezdija koi ne izgrevaat i ne zao|at i preku celata godina mo`at da se vidat na neboto se vikat cirkum polarni soyvezdija. Vakvi prikazni ima re~isi za site soyvezdija na severnoto nebo koi voglavno poteknuvaat od gr~kata mitologija. No drugite narodi ova soyvezdie go gledale kako ne{to sosem pionakvo. Vsu{nost site narodi na neboto gi proektirale svoite `elbi i

stravovi, i toga{ koga se sozdavani mitovite nemalo struja, kompjuteri i knigi. Lu|eto vo toa vreme se bavele prete`no so l

odvetno na toa takvi raboti i zamisluvale deka se na neboto. Zatoa na eboto gledale lovci, love~ki ku~iwa, zajaci, strelci, me~ki (golemi i

vawe na neboto

a

- Artemida. Za da ostane vo evinost i so celoto svoe bitie da

. Me|utoa eden den ja zdogledal Zevs

oven Bog kaj Grcite) i se vqubil vo

fatil za lakot i strelata so namera da

Zevs i nego go pretvoril vo me~ka i Kalisto stanala Golema Me~ka, a Arkad Mala Me~ka.

ov i zemjodelie, pa son

mali) itn. Sosem e jasno deka takne postojat na neboto, tuku deka

vi ne{ta site tie

`ivotni i predmeti se samo proekcija na vite problemi so koi se sre}aval vo

dija, koi gi nemal videno dotoga{. N togapnktuol

sjajot objekti. Zaradi toa, Me|u ja, vo 1929 godina, celoto nebo go podeli na bl

vsu{nost se sveduva na pametewe formi za

nica, no i drugi objekti, yvezdi i

na odredeni oblasti na nebo za p

~ovekosvojot `ivot. Koga ~ovekot go pominal ekvatorot i preminal na ju`nata polutopka, mu se pojavile sosema novi soyvez

o { ~ovekot ve}e ne bil lovec tuku atnik i istra`uva~, pa soodvetno na toa a neboto gledal teleskop, kompas, brodska rma, krst itn. No so pronao|anje na eleskop i razvitokotna astronomija se ka`ala potreba za jasno diferencirawe esno rabotewe i oble`uvawe na slabi po narodnata Astronomska Uni

88 o asti (soyvezdija) i nivnite granici se iscrtani po rektascenzija i deklinacija. No koja e vistinska cel da se sozdavat sliki na neboto. Ako e navistina temna no}ta, nie na neboto gledame okolu 3000 yvezdi. Nekoi od niv se posjajni od drugite, no tie posjajnite sozdavat nepravilni (a ponekoga{ i prili~no pravilini) formi. Sé

polesna orientacija. Tie sjajni yvezdi vsu{nost slu`at kako mnemonici,

o pomnewe i snao|awe. Ako na neboto gledame nost sme go na{le soyvezdieto Orion i blizu o da ja najdeme crvenkastata sjajna yvezda

el. Ako sme go na{le Orion, desno od nego ni evo Bliznaci so dvete sjani yvezdi Poluks i

Kastor itn. Golemata me~ka pak ni slu`i polesno da ja najdeme yvezdata Sever

odnosno kako reperi za podobrtri yvedi vo linija, nie vsu{tie tri yvezdi mo`eme lesnBetelgejz i mnogu sjajniot Rigse nao|a soyvezdieto Bik, a l

soyvezdija na neboto. Koristeweto na Orion i Golemata Me~ka kako orientiri na neboto se dadeni na slika 1 i slika 2. Od slikite mo`eme da vidime kolku korisni informacii mo`eme da dobieme koristej}i gi soyvezdijata. Normalno deka Golemata

Me~ka ima prednost vo odnos na Orion zatoa {to Golemata Me~ka e cirkum-polarno soyvezdie, pa se gleda preku celata godina i nikoga{ ne izgreva i ne

87

zao|a. Ova e prika`ano na slika 3 na koja mo`eme da vidime kakvi se polo`bite na neboto na soyvezdieto Golema Me~ka vo tekot na edna godina. No, nekoga{ e polesno da se orientirame i so pogolemi oblasti na neboto taka {to gi koristime najsjajnite yvezdi od pove}e soyvezdija. Taka, na neboto mo`eme da prepoznaeme leten triagolnik (Vega od Lira , Deneb od Lebed i Altair od Orel) ili najubavoto mesto na neboto, koje ~esto se predstavuva kako zimski {estoagolnik (Rigel od Orion, Sirius od Golemoto Ku~e, Prokion od Maloto ku~e, Poluks i Kastor (se brojat kako edna yvezda) od Bliznaci, Kapela od Ko~ija{ i Aldebaran od Bik). No zo{to se izmisleni soyvezdijata?

dna od pretpostavkite e deka toga{nite Elu|e, koi prete`no se bavele so zemjodelie, se slu`ele so neboto kako so n j vnsadrugiot del od godinata gi nema. Na

oko n

~etiri razli~ni neba (i nivni k

okoprigod

koristime kako so nebeski merni gyvezda daleku od nekoja druga ili odnapred poznati rastojanija pome|koristime rakata za polesno da se ona neboto. Tie oddale~enosti se meSon~eviot disk i diskot na Mese~in

eko id kalendar. Tie primetile deka ekoi soyvezdija se pojavuvat na neboto mo vo odreden del od godinata, a vo

o na jugot samo koga denovite bile dolgi i a seidba ili `etva na nekoi kulturi.

I navistina denes razlikuvame

arakteristi~ni soyvezdija), koi gi dobile imiwata po godi{nite vremiwa. Na zimskoto nebo vladee Orion, na proletnoto Lav, na letnoto [korpija, Strelec , Lira i Lebed, a na esenskoto Bik. Ovie promeni na neboto se javuvaat kako posledica na rotacija na Zemjata

lu Sonceto. Na slikite 4 i 5 e ka`ano zo{to vo razli~ni delovi od inata gledame razli~ni soyvezdija.

So odredeni soyvezdija mo`eme da se olemini za da odredime kolku e nekoja na primer od horizontot. Se zemaat u nekoi yvezdi, a potoa mo`eme da ja rientirame i da merime oddale~enosti rat vo stepeni. Kolku za orientacija, ata se okolu polovina stepen. Me|utoa

nam ni se potrebni pogolemi rastojanija. Na slikata e prika`ano kako

primer, [korpija se gledala visspored toa go odreduvale vremet

88

mo`eme so dlanka pribli`no d(yvezdi) na neboto. Kolku se to~rastojanijata pome|u nekoi od yveslikata 6.

kolku i da se trudime, ne mo`eme da ja nasetime

neboto. Za nas neboto e eden ogromen

proektira site nebeski tela. Kako primer za

vistinskite trodimenzionalni polo`bi vo

}e soyvezvleguv t, ta

a odredime rastojanie pome|u dve to~ki ni na{ite merki mo`eme da proverime so zdite vo Golemata Me~ka, koi se dadeni na

No sega da vidime kako izgle-daat soyvezdijata ako patuvame niz prostorot i vreme-to, za da vidime kako tie bi izgle-dale od nekoe drugo mesto vo Vselenata ili po-sle odredeno vreme od Zemjata.

Gledaj}i vo dlabo~inite na temnoto nebo,

tretat

dvodi

toa, n

prostmnogu

na zam enoprostzamisglednaizrotsoyvezza 9patuvase menekoi

a dimenzija, odnosno dlabo~inata na

menzionalen ekran, na koj na{eto oko gi

a slikata 7 e dadeno soyvezdieto Orion i

orot. No denes se izmereni rastojanijata za yvezdi i mo`eme tie

podatoci da gi vneseme vo kompjuter, koj }e né odnese

isl patuvawe niz orot. Taka, ako lime deka od na{ata to~ka sme

irale vo odnos na dieto Golema Me~ka 0 stepeni, dodeka me }e vidime kako

nuvat aglite pome|u yvezdi. Nekoi yvezdi

izleguvaat od dieto, a drugi }e a ka da }e se

formira sosema poinakvo soyvezdie. Ako go prodol`ime na{eto patuvawe za u{te 90 stepeni, povtorno }e go zdogledame soyvedieto Golema Me~ka, samo {to sega }e bideme pozadi nego, pa }e go gledame prevrteno, odnosno kako da go gledame negoviot lik vo ogledalo. Ova patuvawe e prika`ano na slika 8 .

89

Od tuka mo`eme da zaklu~ime deka nekoi drugi svetovi vo drugi yvezdeni sistemi, koi se daleku od nas, imaat sosem poinakov raspored na yvezdi na neboto i verojatno i sosema razli~ni imiwa za svoite soyvezdija. Eden den mo`ebi ~ovekot }e bide sposoben za me|uyvezdeni patuvawa i }e mo`e da u`iva gledaj}i sosem poinakvo nebo od ona {to go gledal vo svojot dvor. Eden den mo`ebi i }e se slu~i da patuvame me|u yvezdite, no pote{ko }e se slu~i da patuvame niz vremeto. Site nebesni telSon~eviot sitem, vo tekot na pove}e iljadi godini re~isvojata polo`ba na neboto. Neboto {to go gledame e istoto {to go gledale E|ip}anite i Grcite i }e ostane isto takvo, mnogu malkniza na{i pokolenija. No dali neboto e ba{ tolku nepromenlivo? Na{eto Sonceto i ostanatite zvezdi se dvi`at patuvaj}i niz(Mle~en pat) i toa so brzini od nekolku desetici kilotie rastojanija se tolku golemi, {to dvi`ewata na zvezdite se nezabele`livi za eden, pa i pove}e ~ove~ki `ivoti. Za da dojde do zabele`livi promeni na n botoiljadi godini. Na primer,yvezdite na Golemata Me~kSe gleda vidno menuvawe napoinaku da go imenuvame.zabavuvate vo pauzata na patuvaweto niz vreme, no sekompjuterkite mo`nosti)

e izmeni oblikot na e da nacrtame sosema

apraveno na slikata. eskopska antena koja

varala na nekakov

ri i faktot {to en vek i {to nekoi

ku od 100 milioni salni eksplozii na a{iot kompjuter go

no brzo, pokraj toa o }e go menuvat

deka na neboto se jajni yvezdi, koi po at vo kratok blesok.

}e izgleda kako da `i`ici na nekoja na{ite soyvezdija ne ~ki film.

a koi ne pripa|at na si i da ne ja menuvat

u izmenuvaj}i se i za

na{ata galaksijata metri vo sekunda. No

e mora da pominat desetici, pa i stotici na slikata 9 mo`eme da vidime kako se dvi`at a i kako izgledale pred 500 000 i 1 000 000 godini. oblikot na soyvezdieto, koe sega mo`eme sosema

Imenuvaweto go ostavam na vas, kolku da se ~itaweto na ovoj tekst. U{te eden primer so ga nanapred vo vremeto (normalno, koristej}i gi

e daden za soyvezdieto Lav. Dokolku go sledime dvi`eweto na yvezdite vo narednite 1 000 000 godini, tolku }e ssoyvezdieto, {to mo`emnov lik, kako {to e nToa e nekoja radio-telvo toga{no vreme bi odgoraritet od 20-iot vek. Ne treba da se zanemayvezdite imat svoj `ivotod niv `iveat pomalgodini, umiraj}i vo kolosupernovi. Dokolku na nubrzame vremeto dovol{to soyvezdijata evidentnoblikot, }e primetime sozdavat novi mladi i sizvesno vreme is~eznuvaTakvata ubrzana snimka gledame iskrewe na

novogodi{na proslava. Sega mo`eme da zaklu~ime deka se ni{to pove}e od samo edna slika vo eden golem kosmi

90

Prividen sjaj na yvezdite (relativna Magnituda)

ta i nejziniot vistinski sjaj. Prividniot sjaj vsu{nost ni ka`uva

nivnite sjaevi sekoga{ go imaokolu 2.512. Toa prakti~no zrazlika od 4 magnitudi, ednat(t.e. 2.512 na 4-ti stepen - 2.5124

pogolem sjaj od prva magnituda, Vega vo Lira e dadeno deka idostigne sjaj do -4.4m, najsjajnata yvezda na neboto - Sirius vo Golemoto Ku~e ima -1.45m, polna Mese~ina -12 , a Steleskopot, mo`ele da se vidatgledale. Taka na primer, so dvogyvezda so +9m, a so amaterski tvidime yvezda do +13m. Najtemnne{to samo so profesionalni gso sjaj od okolu +27m. Oznakatcelata brojka. Apsoluten sjaj (apsol Sjajot na yvezdite zavisi i od toa kolku tie navistina zr

viden sjaj

Site yvezdi ne sjaat so ist sjaj. Nekoi imaat pogolem, dodeka nekoi pomal sjaj. So prividniot sjaj opi{uvame kolku sjaat yvezdite na na{eto nebo, bez navleguvawe vo pri~inite za nivniot sjaj, a toa se oddale~enosta na yvezdakolku svetlina od odredenata yvezda do{la do na{ite o~i, a ne kolkav e vistinskiot sjaj na taa yvezda. Zatoa, za prividen sjaj se koristi i izrazot

prividna magnituda i prividna yvezdena veli-~ina. Prividnata magni-tuda se obele`uva so brojka i malo m vo eksponentot na brojkata (na primer 3m za yvezda od treta magnituda). Na slikata levo e prika`a-

no kako se obele`ani magnitudite vo soyvezdieto Mala Me~ka. Hiparh (129 god. p.n.e.) prv gi klasificiral yvezdite po sjajot, taka {to najsjajnite yvezdi gi stavil vo prva, a najslabite (edvaj vidlivi) yvezdi vo {esta grupa. Vo 19. vek Norman Pogson primetil deka razlikata vo sjajot pome|u yvezdi od prvata i {estata grupa (magnituda) e okolu 100 pati. So ogled na toa deka ~uvstvitelnosta na ~ove~koto oko ne e linearna tuku logaritamska, kaj dve yvezdi ~ii sjaevi se razlikuvaat za edna magnituda,

at sledniot odnos: petti koren od 100 ili na~i deka, ako imame dve yvezdi koi imat a od niv e posjajna od drugata okolu 40 pati ) . Denes imame objekti na neboto koi imaat pa se vovedeni novi merki kade na primer za ma magnituda 0m, za Venera koja mo`e da

m.5 onceto -26.7m. No po otkrivaweto na i onie yvezdi koi so golo oko dotoga{ ne se led, so objektiv od 50 mm, mo`eme da vidime eleskop, so objektiv od 150 mm, mo`eme da ata oblast na neboto, kade mo`e da se vidi olemi teleskopi, mo`e da se vidat i objekti a (+) obi~no se izostavuva i se podrazbira

utna magnituda) od dva faktori: od oddale~enosta na yvezdite a~at svetlina. Ako sakame da vidime koja od

dve yvezdi e posjajna, morame da gi dovedeme na isto rastojanie. Za taa cel se voveduva poimot Apsolutna magnituda, koja se definira kako pri

91

na yvezdata na oddale~enost od 10 Pc (parseka). Apsolutniot sjaj se narekuva atus mo`e

zablagodari samo na faktot {to e blisku do Zemjata (8.6 s.g.), no ejziniot apsoluten (vistinski) sjaj (magnituda) e 1.35m. Rigel (vo Lav) od

Merni golemini vo astronomijata Merkite koi gi koristime na Zemjata (metri, kilometri) se premnogu mali za koristewe koga se merat rastojanijata vo vovedeni novi merni golemini, kako {to se Astrongodina i parsek. Astronomska edinica (a.e. ili AU - astronomical upome|u Sonceto i Zemjata, iznesuva 149 600 000 ksamo za oddale~enosti vo ramkite na Son~eviot sist

j svetlinata

napamet. Toa se zodija-~kite soyvezdija (slika 11)

i najgolema primena

u{te i vistinski sjaj. Najsjajnata yvezda Sirius (-1.5m) za svojot stdanZemjata e oddale~en 1500 s.g., no dokolku bi ja "dobli`ile" na 10 parseka, taa bi sjaela so -8m (re~isi kako polovina Mese~ina). I planetite imaat svoj apsoluten sjaj, so toa {to niv ne gi "nosime" na dale~ina od 10 parseka, tuku na edna astronomska edinica (okolu 150 000 000 km).

Vselenata. Za taa cel se omska edinica, svetlosna

nit) e sredno rastojanie m se koristi kako merka em.

Svetlosna godina (s.g. ili ly - light years) se definira kako pat kogo pominuva za edna godina i iznesuva 9 460 000 000 000 km. Se koristi za merki vo celata Vselena. Iako svetlosnata godina ni izgleda kako mnogu golema merka, taa e vsu{nost mnogu mala vo astronomski razmeri. Na primer, pre~nikot na na{ata galaksija iznesuva 100 000 s.g., dodeka na{ata sosedna galaksija Andromeda e oddale~ena 2 200 000 s.g.. Kvazarite se merat so oddale~enosti od nekolku milijardi svetlosni godini. Parsek (Pc) se definira kako oddale~enost od koja edna astronomska edinica na neboto bi se gledala kako rastojanie od edna la~na sekunda i iznesuva 3.26 s.g.. Se primenuva sli~no kako i svetlosnata godina, no posebno se koristi za inter-galakti~ki merewa, taka {to vo literaturata ~esto mo`e da se vidi kako Megaparsek - MPc (1 000 000 parseka) ili Kiloparsek - KPc (1 000 pareseka).

Astronomija versus astrologija Na krajot da ne gi zaboravime onie soyvezdija koi se tolku poznati vo narodot, {to nekoi lu|e koi ne znaat ni{to od astronomija, gi znaat

koimaat vo astrologijata i praveweto horoskopi. Toa

se soyvezdija niz koi minuva ekliptikata (pateka niz koja se dvi`at Sonceto

92

i planetite po neboto). Site {to redovno sledat horoskop mo`at naizust da vi gi nabrojat site zodija~ki soyvezdija (za razlika od avtorot na ovoj tekst) i ako gi pra{ate kolku gi ima vo momentot, }e vi ka`at deka gi ima 12. No }e zgre{at. A zo{to? Pa site znaeme deka godinata ima 12 meseci! Odgovorot e vo edno dosta komlici-rano dvi`ewe na Zemjata koe se vika precesija. Oskata na na{ata planeta e nakrivena vo odnos na ramninata na ekliptikata za 23.5 stepeni. Taka nakrivenata oska pak kru`i okolu klipti~en centar pravej}i konus, ~ij

a za pove}e od 10 000

slu~aj da imame 13

Dovolno e da go

ka`uvat. en 21 mart - 20 april Oven 19 april - 13 maj

evrv se nao|a vo centarot na Zemjata. Pri precesija, zemjinata oska pravi eden krug za 25 800 godini. Pred 2000 godini Tuban (ili alfa Zmej) bila yvezda severnica, godini Vega vo Lira }e ni go poka`ua patot kon sever. Pri precesijata se menuvat i zodija~kite soyvezdija, taka da denes imame zodija~ki soyvezdija, i toa 13-to e Zmijonosec. Taka ako ste rodeni vo periodot od 30 noemvri do 17 dekemvri, rodeni ste vo znakot na Zmijonosec, {to retko koj astrolog }e vi go ka`e od prosta pri~ina {to ne znaat za precesijata i nejzinite posledici. Druga golema gre{ka kaj astrolozite e {to toj zodija~ki krug go podelile na 12 sosema ednakvi dela, taka da ispa|a deka site soyvezdija imat re~isi ista golemina. No toa ni odblizu ne e taka. poglednete soyvezdieto Rak i dvete negovi sosedni soyvezdija Bliznaci i Lav, i }e vidite kolkava gre{ka e vo pra{awe. Vo dvete tabeli (1 i 2) se dadeni vremenskite traewa na odredeni horskopski znaci, i toa vo ednata kako {to astrolozite mislat deka e pravilno, a vo drugata se dadeni vistinskite vrednosti. Sporedete gi i mnogu e verojatno deka mo`e da se pogodi da ste rodeni vo sosema drugo soyvedie (drug horoskopski znak) od ona koe astrolozite vi go

OvBik 21 april - 21 maj Bik 14 maj - 20 juni

Bliznaci 22 maj - 22 juni Bliznaci 21 juni - 20 juli 21 juli - 10 avgust 11 avgust -16 sept.

ca 17 sept. - 30 okt.a 31 okt. - 22 noem.pija 23 noem. -29 noem.osec 30 noem. - 17 dek.ec 18 dek. - 18 jan. c 19 jan. - 15 fev. ija 16 fev. - 11 mart

Rak 23 juni - 23 juli RakLav 24 juli - 23 avgust Lav

Devica 24 avgust -23 sept. DeviVaga 24 sept. - 23 okt. Vag

[korpija 24 okt. - 22 noem. [kor Zmijon

Strelec 23 noem. - 21 dek. StrelJarec 22 dek. - 20 jan. Jare

Vodolija 21 jan. - 19 fev. VodolRibi 20 fev. - 20 mart Ribi 12 mart - 18 april

93

Sepak da zavr{ime so ubava prikazna, kako {to i po~navme, i toa so mitot za Orion. Orion bil sin na Posejdon - bog na moreto. Bil mnogu ubav i silen. Se zboruvalo deka bil najubav me|u site lu|e. Tatko mu Posejdon go nau~il dpo toa {da se falZemjata, sproveduvaGea mu pOrion simu pratilsilen otri [korptaka da nvidat. [korpijanegovite

- Golemo i Malo Ku~e. Najsjajnata yvezda na neboto se nao|a tokmu vo soyvezditeo Golemo Ku~e i se vika Sirijus.

a odi po voda, no najmnogu bil poznat to bil neprikosnoven lovec. Po~nal i deka }e gi ubie site `ivotni na

i po~nal prili~no seriozno da go toa vo delo. Bo`icata na Zemjata - ra}ala se poopasni `ivotni, no

te gi ubival. Na krajot se dosetila i a {korpija od zad grb, koja so svojot ov go ubila Orion. Pokasno i Orion ijata bile postaveni na neboto, no ikoga{ ne mo`at me|usebno da se

Orion izleguva sekoga{ koga ta zao|a. Pokraj Orion se nao|aat i love~ki ku~iwa, kako dve soyvezdija

Mitrovi} Radan radan@mt.net.mk

94