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Warum leuchten die Sterne

EINFÜHRUNG

Astronomie-Sternuniversum

Zu Beginn unseres Jahrhunderts hatten sich die Grenzen des erforschten Universums so weit ausgedehnt, dass sie die Galaxie einschlossen. Viele, wenn nicht alle, dachten damals, dass dieses riesige Sternensystem das gesamte Universum als Ganzes sei.

Doch in den 20er Jahren wurden neue Großteleskope gebaut und den Astronomen eröffneten sich völlig unerwartete Horizonte. Es stellte sich heraus, dass die Welt außerhalb der Galaxie nicht endet. Milliarden von Sternensystemen, Galaxien, die unserem ähneln und sich von ihm unterscheiden, sind hier und da über die Weiten des Universums verstreut.

Fotos von Galaxien, die mit Hilfe der größten Teleskope aufgenommen wurden, überraschen mit der Schönheit und Vielfalt der Formen: Dies sind mächtige Wirbel aus Sternenwolken und regelmäßige Kugeln, während andere Sternensysteme überhaupt keine bestimmten Formen erkennen lassen, sie sind zerklüftet und formlos . Alle diese Arten von Galaxien – spiralförmig, elliptisch, unregelmäßig – benannt nach ihrem Erscheinen auf Fotografien, wurden in den 20er und 30er Jahren unseres Jahrhunderts vom amerikanischen Astronomen E. Hubble entdeckt.

Wenn wir unsere Galaxie aus der Ferne sehen könnten, würde sie uns völlig anders erscheinen als die auf der schematischen Zeichnung. Wir würden weder eine Scheibe, noch einen Heiligenschein und natürlich auch keine Krone sehen. Aus großer Entfernung wären nur die hellsten Sterne sichtbar. Und wie sich herausstellte, sind sie alle in breiten Streifen gesammelt, die sich in Bögen von der Zentralregion der Galaxie erstrecken. Die hellsten Sterne bilden sein Spiralmuster. Nur dieses Muster wäre von weitem sichtbar. Unsere Galaxie würde auf einem Foto, das von einem Astronomen aus einer Sternenwelt aufgenommen wurde, dem Andromeda-Nebel sehr ähnlich sehen.

Forschungen der letzten Jahre haben gezeigt, dass viele große Spiralgalaxien, wie unsere Galaxie, ausgedehnte und massereiche unsichtbare Koronen haben. Das ist sehr wichtig: Wenn ja, dann bedeutet das schließlich, dass im Allgemeinen fast die gesamte Masse des Universums (oder auf jeden Fall der überwiegende Teil davon) eine mysteriöse, unsichtbare, aber gravitativ verborgene Masse ist

Viele und vielleicht fast alle Galaxien sind in verschiedenen Gruppen zusammengefasst, die je nach Anzahl Gruppen, Cluster und Superhaufen genannt werden. Eine Gruppe kann nur drei oder vier Galaxien enthalten, aber ein Superhaufen kann bis zu tausend oder sogar mehrere Zehntausend enthalten. Unsere Galaxie, der Andromedanebel und mehr als tausend ähnliche Objekte sind im sogenannten Lokalen Superhaufen enthalten. Es hat keine klar definierte Form.

Himmelskörper sind in ständiger Bewegung und Veränderung. Wann und wie genau sie aufgetreten sind, versucht die Wissenschaft herauszufinden, indem sie Himmelskörper und ihre Systeme untersucht. Der Zweig der Astronomie, der sich mit der Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern befasst, wird Kosmogonie genannt.

Moderne wissenschaftliche kosmogonische Hypothesen sind das Ergebnis einer physikalischen, mathematischen und philosophischen Verallgemeinerung zahlreicher Beobachtungsdaten. Die dieser Epoche innewohnenden kosmogonischen Hypothesen spiegeln weitgehend den allgemeinen Entwicklungsstand der Naturwissenschaften wider. Die Weiterentwicklung der Wissenschaft, zu der zwangsläufig auch astronomische Beobachtungen gehören, bestätigt oder widerlegt diese Hypothesen.

In diesem Papier werden die folgenden Probleme behandelt:

· Der Aufbau des Universums wird dargestellt, seine Hauptelemente werden charakterisiert;

· Die wichtigsten Methoden zum Erhalten von Informationen über Weltraumobjekte werden gezeigt;

· Das Konzept eines Sterns, seine Eigenschaften und seine Entwicklung werden definiert

· Die wichtigsten Quellen stellarer Energie werden vorgestellt

· Es wird eine Beschreibung des Sterns gegeben, der unserem Planeten am nächsten ist – der Sonne

1. HISTORISCHE ENTWICKLUNG VON KONZEPTEN ÜBER DAS UNIVERSUM

Schon zu Beginn der Zivilisation, als sich der neugierige menschliche Geist transzendentalen Höhen zuwandte, stellten sich große Philosophen das Universum als etwas Unendliches vor.

Der antike griechische Philosoph Anaximander (VI. Jahrhundert v. Chr.) führte die Idee einer bestimmten einzelnen Unendlichkeit ein, die keine üblichen Beobachtungen und Eigenschaften hatte. Die Elemente wurden zunächst als halbmaterielle, halbgöttliche, vergeistigte Substanzen angesehen. Er sagte also, dass der Anfang und das Element der Existenz das Unendliche sei, und gab dem Anfang als erster einen Namen. Darüber hinaus sprach er von der Existenz der ewigen Bewegung, in der die Entstehung des Himmels erfolgt. Die Erde schwebt in der Luft, ohne dass sie durch irgendetwas gestützt wird, bleibt aber aufgrund der gleichen Entfernung von allen Orten an Ort und Stelle. Seine Form ist gebogen und abgerundet, ähnlich einem Abschnitt einer Steinsäule. Wir gehen entlang einer seiner Ebenen, während die andere auf der gegenüberliegenden Seite liegt. Die Sterne stellen einen Feuerkreis dar, der vom Weltfeuer getrennt und von Luft umgeben ist. Aber in der Lufthülle gibt es Entlüftungsöffnungen, eine Art röhrenförmige, also schmale und lange Löcher, nach unten, aus denen die Sterne sichtbar sind. Wenn diese Lüftungsöffnungen blockiert sind, kommt es daher zu einer Sonnenfinsternis. Je nachdem, wie sich die Löcher schließen und öffnen, erscheint der Mond entweder voll oder matt. Der Sonnenkreis ist 27-mal größer als der der Erde und 19-mal größer als der Mondkreis, und die Sonne ist am höchsten und dahinter der Mond, und die Kreise der Fixsterne und Planeten sind am niedrigsten. Ein weiterer pythagoräischer Parmenides (VI -V Jahrhunderte v. Chr.) argumentierten, dass die Erde kugelförmig sei. Auch Heraklides von Pontus (V-IV Jahrhundert v. Chr.) behauptete seine Rotation um seine Achse und übermittelte den Griechen die noch ältere Idee der Ägypter, dass die Sonne selbst als Rotationszentrum einiger Planeten (Venus, Merkur) dienen könnte ).

Der französische Philosoph und Wissenschaftler, Physiker, Mathematiker und Physiologe Rene Descartes (1596-1650) erstellte eine auf Heliozentralismus basierende Theorie über das evolutionäre Wirbelmodell des Universums. In seinem Modell betrachtete er Himmelskörper und ihre Systeme in ihrer Entwicklung. Für das 17. Jahrhundert seine Idee war ungewöhnlich kühn.

Nach Descartes entstanden alle Himmelskörper durch Wirbelbewegungen in der anfangs homogenen Materie der Welt. Genau identische Materialpartikel veränderten in ständiger Bewegung und Wechselwirkung ihre Form und Größe, was zu der von uns beobachteten reichen Vielfalt der Natur führte.

Der große deutsche Wissenschaftler und Philosoph Immanuel Kant (1724-1804) schuf das erste universelle Konzept des sich entwickelnden Universums, bereicherte das Bild seiner gleichmäßigen Struktur und stellte das Universum in einem besonderen Sinne als unendlich dar.

Er begründete die Möglichkeiten und die erhebliche Wahrscheinlichkeit der Entstehung eines solchen Universums allein unter dem Einfluss mechanischer Anziehungs- und Abstoßungskräfte und versuchte, das weitere Schicksal dieses Universums auf allen seinen Skalenebenen herauszufinden – vom Planetensystem bis zur Welt von der Nebel.

Einstein löste mit seiner Relativitätstheorie eine radikale wissenschaftliche Revolution aus. Einsteins spezielle oder partielle Relativitätstheorie war das Ergebnis einer Verallgemeinerung der Galileischen Mechanik und der Elektrodynamik von Maxwell Lorentz.

Es beschreibt die Gesetze aller physikalischen Prozesse bei Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit. Der herausragende sowjetische Mathematiker und theoretische Physiker Alexander Friedman (1888-1925) enthüllte erstmals grundlegend neue kosmologische Konsequenzen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Nach Auftritten in den Jahren 1922–24. Er kritisierte Einsteins Schlussfolgerungen, dass das Universum endlich sei und die Form eines vierdimensionalen Zylinders habe. Einstein zog seine Schlussfolgerung auf der Grundlage der Annahme, dass das Universum stationär sei, doch Friedman zeigte, dass sein ursprüngliches Postulat unbegründet war.

Friedman gab zwei Modelle des Universums. Bald fanden diese Modelle überraschend genaue Bestätigungen in direkten Beobachtungen der Bewegungen entfernter Galaxien aufgrund des „Rotverschiebungseffekts“ in ihren Spektren. Im Jahr 1929 entdeckte Hubble ein bemerkenswertes Muster, das „Hubble-Gesetz“ oder „Rotverschiebungsgesetz“ genannt wurde: Galaxienlinien sind rotverschoben, wobei die Verschiebung zunimmt, je weiter die Galaxie entfernt ist.

2. BEOBACHTUNGS-ASTRONOMIE-WERKZEUGE

Teleskope

Das wichtigste astronomische Instrument ist das Teleskop. Ein Teleskop mit einer konkaven Spiegellinse wird als Reflektor bezeichnet, ein Teleskop mit einer Linsenlinse als Refraktor.

Der Zweck eines Teleskops besteht darin, mehr Licht von Himmelsquellen zu sammeln und den Blickwinkel zu vergrößern, aus dem ein Himmelsobjekt gesehen wird.

Die Lichtmenge, die vom beobachteten Objekt in das Teleskop gelangt, ist proportional zur Fläche der Linse. Je größer die Teleskoplinse ist, desto schwächere leuchtende Objekte können durch sie gesehen werden.

Der Maßstab des von der Teleskoplinse erzeugten Bildes ist proportional zur Brennweite der Linse, d. h. zum Abstand zwischen der Linse, die das Licht sammelt, und der Ebene, in der das Bild der Leuchte entsteht. Das Bild eines Himmelsobjekts kann fotografiert oder durch ein Okular betrachtet werden.

Ein Teleskop vergrößert die scheinbare Winkelgröße von Sonne, Mond, Planeten und Details auf ihnen sowie die Winkelabstände zwischen Sternen, aber Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung selbst in einem sehr starken Teleskop nur als leuchtende Punkte sichtbar .

In einem Refraktor werden die durch die Linse fallenden Strahlen gebrochen und erzeugen so ein Bild des Objekts in der Brennebene . In einem Reflektor werden Strahlen eines Hohlspiegels reflektiert und anschließend ebenfalls in der Brennebene gesammelt. Bei der Herstellung eines Teleskopobjektivs streben sie danach, alle Verzerrungen zu minimieren, die bei der Abbildung von Objekten zwangsläufig auftreten. Ein einfaches Objektiv verzerrt und verfärbt die Bildränder stark. Um diese Nachteile zu reduzieren, wird die Linse aus mehreren Linsen mit unterschiedlichen Oberflächenkrümmungen und aus unterschiedlichen Glasarten hergestellt. Um Verzerrungen zu reduzieren, erhalten die Oberflächen eines konkaven Glasspiegels keine Kugelform, sondern eine etwas andere (parabolische) Form.

Sowjetischer Optiker D.D. Maksutov entwickelte ein Teleskopsystem namens Meniskus. Es vereint die Vorteile eines Refraktors und eines Reflektors. Eines der Schulteleskopmodelle basiert auf diesem System. Es gibt andere Teleskopsysteme.

Das Teleskop erzeugt ein seitenverkehrtes Bild, das jedoch bei der Beobachtung von Weltraumobjekten keine Bedeutung hat.

Bei der Beobachtung durch ein Teleskop werden selten Vergrößerungen über dem 500-fachen verwendet. Der Grund dafür sind Luftströmungen, die zu Bildverzerrungen führen, die umso stärker auffallen, je höher die Vergrößerung des Teleskops ist.

Der größte Refraktor hat eine Linse mit einem Durchmesser von etwa 1 m. Der weltweit größte Reflektor mit einem Hohlspiegeldurchmesser von 6 m wurde in der UdSSR hergestellt und im Kaukasus installiert. Damit können Sie Sterne fotografieren, die 107-mal schwächer sind als die mit bloßem Auge sichtbaren.

Spektraldiplom

Bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts. Unser Wissen über das Universum verdanken wir fast ausschließlich geheimnisvollen Lichtstrahlen. Eine Lichtwelle ist wie jede andere Welle durch die Frequenz x und die Wellenlänge l gekennzeichnet. Zwischen diesen physikalischen Parametern besteht ein einfacher Zusammenhang:

wobei c die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum (Leere) ist. Und die Energie der Photonen ist proportional zur Frequenz der Strahlung.

In der Natur breiten sich Lichtwellen am besten in den Weiten des Universums aus, da auf ihrem Weg die geringsten Störungen auftreten. Und der mit optischen Instrumenten bewaffnete Mensch lernte, geheimnisvolle Lichtschriften zu lesen. Mit einem speziellen Instrument – ​​einem an ein Teleskop angepassten Spektroskop – begannen Astronomen, die Temperatur, Helligkeit und Größe von Sternen zu bestimmen; ihre Geschwindigkeiten, chemische Zusammensetzung und sogar Prozesse, die in den Tiefen entfernter Sterne ablaufen.

Isaac Newton entdeckte, dass weißes Sonnenlicht aus einer Mischung von Strahlen aller Farben des Regenbogens besteht. Beim Übergang von Luft zu Glas werden Farbstrahlen unterschiedlich stark gebrochen. Wenn also ein dreieckiges Prisma in den Weg eines schmalen Sonnenstrahls gestellt wird, erscheint auf dem Bildschirm ein Regenbogenstreifen, der als Spektrum bezeichnet wird, nachdem der Strahl das Prisma verlässt.

Das Spektrum enthält die wichtigsten Informationen über den leuchtenden Himmelskörper. Ohne Übertreibung kann man sagen, dass die Astrophysik ihre bemerkenswerten Erfolge vor allem der Spektralanalyse verdankt. Die Spektralanalyse ist heutzutage die wichtigste Methode zur Untersuchung der physikalischen Natur von Himmelskörpern.

Jedes Gas, jedes chemische Element erzeugt seine eigenen, einzigartigen Linien im Spektrum. Sie mögen farblich ähnlich sein, unterscheiden sich aber notwendigerweise in ihrer Lage im Spektralstreifen. Kurz gesagt, das Spektrum eines chemischen Elements ist sein einzigartiger „Pass“. Und ein erfahrener Spektroskopiker muss sich nur eine Reihe farbiger Linien ansehen, um festzustellen, welche Substanz Licht aussendet. Um die chemische Zusammensetzung eines Leuchtkörpers zu bestimmen, ist es daher nicht erforderlich, ihn in die Hand zu nehmen und einer direkten Laboruntersuchung zu unterziehen. Auch hier sind Entfernungen, auch kosmische Distanzen, kein Hindernis. Wichtig ist nur, dass sich der zu untersuchende Körper in einem glühenden Zustand befindet – er leuchtet hell und erzeugt ein Spektrum. Bei der Untersuchung des Spektrums der Sonne oder eines anderen Sterns beschäftigt sich ein Astronom mit dunklen Linien, den sogenannten Absorptionslinien. Die Absorptionslinien stimmen genau mit den Emissionslinien eines bestimmten Gases überein. Dadurch kann die chemische Zusammensetzung der Sonne und der Sterne anhand von Absorptionsspektren untersucht werden. Durch die Messung der in einzelnen Spektrallinien emittierten oder absorbierten Energie ist es möglich, eine quantitative chemische Analyse der Himmelskörper durchzuführen, also den prozentualen Gehalt verschiedener chemischer Elemente zu ermitteln. So wurde festgestellt, dass die Atmosphären von Sternen von Wasserstoff und Helium dominiert werden.

Ein sehr wichtiges Merkmal eines Sterns ist seine Temperatur. In erster Näherung lässt sich die Temperatur eines Himmelskörpers anhand seiner Farbe beurteilen. Mit der Spektroskopie ist es möglich, die Oberflächentemperatur von Sternen mit sehr hoher Genauigkeit zu bestimmen.

Die Temperatur der Oberflächenschicht der meisten Sterne liegt zwischen 3000 und 25000 K.

Die Möglichkeiten der Spektralanalyse sind nahezu unerschöpflich! Er zeigte überzeugend, dass die chemische Zusammensetzung der Erde, der Sonne und der Sterne gleich ist. Zwar kann es auf einzelnen Himmelskörpern mehr oder weniger chemische Elemente geben, aber das Vorhandensein einer besonderen „überirdischen Substanz“ wurde nirgends entdeckt. Die Ähnlichkeit der chemischen Zusammensetzung der Himmelskörper dient als wichtige Bestätigung der materiellen Einheit des Universums.

Die Astrophysik, eine große Abteilung der modernen Astronomie, untersucht die physikalischen Eigenschaften und die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern und dem interstellaren Medium. Sie entwickelt Theorien über den Aufbau von Himmelskörpern und die in ihnen ablaufenden Prozesse. Eine der wichtigsten Aufgaben der heutigen Astrophysik besteht darin, den inneren Aufbau der Sonne und der Sterne sowie die Quellen ihrer Energie aufzuklären und den Prozess ihrer Entstehung und Entwicklung aufzuklären. Und all die reichen Informationen, die uns aus den Tiefen des Universums erreichen, verdanken wir den Boten ferner Welten – den Lichtstrahlen.

Jeder, der den Sternenhimmel beobachtet hat, weiß, dass Sternbilder ihre Form nicht ändern. Ursa Major und Ursa Minor sehen aus wie eine Kelle, das Sternbild Schwan hat die Form eines Kreuzes und das Sternbild Löwe ähnelt einem Trapez. Der Eindruck, die Sterne seien bewegungslos, trügt jedoch. Es entsteht nur, weil die Himmelslichter sehr weit von uns entfernt sind und das menschliche Auge ihre Bewegung auch nach vielen hundert Jahren nicht wahrnehmen kann. Derzeit messen Astronomen die Eigenbewegung von Sternen anhand von Fotografien des Sternenhimmels, die in Abständen von 20, 30 oder mehr Jahren aufgenommen werden.

Die Eigenbewegung von Sternen ist der Winkel, in dem sich ein Stern in einem Jahr über den Himmel bewegt. Wird auch die Entfernung zu diesem Stern gemessen, so lässt sich dessen eigene Geschwindigkeit berechnen, also der Teil der Geschwindigkeit des Himmelskörpers, der senkrecht zur Sichtlinie, nämlich der „Beobachter-Stern“-Richtung, verläuft. Um aber die volle Geschwindigkeit des Sterns im Weltraum zu erhalten, ist es auch notwendig, die Geschwindigkeit zu kennen, die entlang der Sichtlinie – zum Beobachter hin oder von ihm weg – gerichtet ist.

Abb. 1 Bestimmung der Raumgeschwindigkeit eines Sterns in bekannter Entfernung zu ihm

Die Radialgeschwindigkeit eines Sterns kann durch die Lage der Absorptionslinien in seinem Spektrum bestimmt werden. Bekanntlich verschieben sich alle Linien im Spektrum einer bewegten Lichtquelle proportional zur Geschwindigkeit ihrer Bewegung. Bei einem auf uns zufliegenden Stern verkürzen sich die Lichtwellen und die Spektrallinien verschieben sich zum violetten Ende des Spektrums. Wenn sich ein Stern von uns entfernt, werden die Lichtwellen länger und die Linien verschieben sich zum roten Ende des Spektrums. Auf diese Weise ermitteln Astronomen die Bewegungsgeschwindigkeit des Sterns entlang der Sichtlinie. Und wenn beide Geschwindigkeiten (intrinsische und radiale) bekannt sind, ist es nicht schwierig, den Satz des Pythagoras zu verwenden, um die gesamte räumliche Geschwindigkeit des Sterns relativ zur Sonne zu berechnen.

Es stellte sich heraus, dass die Geschwindigkeiten von Sternen unterschiedlich sind und in der Regel mehrere zehn Kilometer pro Sekunde betragen.

Durch die Untersuchung der Eigenbewegungen von Sternen konnten sich Astronomen das Aussehen des Sternenhimmels (Sternbilder) in der fernen Vergangenheit und in der fernen Zukunft vorstellen. Die berühmte „Schöpfkelle“ des Großen Wagens wird sich in 100.000 Jahren beispielsweise in ein „Eisen mit gebrochenem Griff“ verwandeln.

Radiowellen und Radioteleskope

Bis vor Kurzem wurden Himmelskörper fast ausschließlich im sichtbaren Bereich des Spektrums untersucht. Aber auch in der Natur gibt es unsichtbare elektromagnetische Strahlungen. Sie werden selbst mit den leistungsstärksten optischen Teleskopen nicht wahrgenommen, obwohl ihre Reichweite um ein Vielfaches größer ist als der sichtbare Bereich des Spektrums. Jenseits des violetten Endes des Spektrums befinden sich also unsichtbare ultraviolette Strahlen, die aktiv auf die Fotoplatte einwirken und diese verdunkeln. Dahinter verbergen sich Röntgenstrahlen und schließlich Gammastrahlen mit der kürzesten Wellenlänge.

Um die aus dem Weltraum zu uns kommende Radiostrahlung einzufangen, werden spezielle radiophysikalische Instrumente eingesetzt – Radioteleskope. Das Funktionsprinzip eines Radioteleskops ist das gleiche wie bei einem optischen Teleskop: Es sammelt elektromagnetische Energie. Nur dass Radioteleskope anstelle von Linsen oder Spiegeln Antennen verwenden. Sehr oft ist eine Radioteleskopantenne in Form einer riesigen parabolischen Schüssel konstruiert, manchmal massiv und manchmal gitterförmig. Seine reflektierende Metalloberfläche konzentriert die Funkemission des beobachteten Objekts auf eine kleine Empfangsantenne, die im Brennpunkt des Paraboloids platziert ist. Dadurch entstehen im Strahler schwache Wechselströme. Elektrische Ströme werden über Wellenleiter an einen sehr empfindlichen Funkempfänger übertragen, der auf die Betriebswellenlänge des Radioteleskops abgestimmt ist. Hier werden sie verstärkt und durch den Anschluss eines Lautsprechers an den Receiver könnte man den „Stimmen der Sterne“ lauschen. Doch den Stimmen der Stars mangelt es an jeglicher Musikalität. Dabei handelt es sich keineswegs um „kosmische Melodien“, die das Ohr verzaubern, sondern um ein knisterndes Zischen oder einen durchdringenden Pfiff... Deshalb ist am Empfänger des Radioteleskops meist ein spezielles Aufnahmegerät angebracht. Und nun zeichnet der Recorder auf dem laufenden Band eine Kurve der Intensität des eingegebenen Funksignals einer bestimmten Wellenlänge. Folglich „hören“ Radioastronomen das Rascheln von Sternen nicht, sondern „sehen“ es auf Graphitpapier.

Wie Sie wissen, beobachten wir mit einem optischen Teleskop sofort alles, was in sein Sichtfeld fällt.

Bei einem Radioteleskop ist die Situation komplizierter. Da es nur ein Empfangselement (Feeder) gibt, wird das Bild Zeile für Zeile aufgebaut – indem eine Radioquelle nacheinander durch den Antennenstrahl geleitet wird, also ähnlich wie auf einem Fernsehbildschirm.

Weingesetz

Weingesetz- Abhängigkeit, die die Wellenlänge bestimmt, wenn Energie von einem absolut schwarzen Körper emittiert wird. Es wurde 1893 vom deutschen Physiker und Nobelpreisträger Wilhelm Wien entwickelt.

Wiensches Gesetz: Die Wellenlänge, bei der ein schwarzer Körper die größte Energiemenge aussendet, ist umgekehrt proportional zur Temperatur dieses Körpers.

Ein vollständig schwarzer Körper ist eine Oberfläche, die auf ihn einfallende Strahlung vollständig absorbiert. Das Konzept eines absolut schwarzen Körpers ist rein theoretisch: In Wirklichkeit gibt es keine Objekte mit einer so idealen Oberfläche, die alle Wellen vollständig absorbiert.

3. MODERNE KONZEPTE ÜBER DIE STRUKTUR, GRUNDELEMENTE DES SICHTBAREN UNIVERSUMS UND IHRE SYSTEMATISIERUNG

Wenn wir die Struktur des Universums beschreiben, wie sie den Wissenschaftlern jetzt erscheint, erhalten wir die folgende hierarchische Leiter. Es gibt Planeten – Himmelskörper, die sich im Orbit um einen Stern oder seine Überreste drehen, massiv genug, um unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft rund zu werden, aber nicht massiv genug, um eine thermonukleare Reaktion auszulösen, die an einen bestimmten Stern „gebunden“ sind liegt in seiner Zone des Gravitationseinflusses. So befinden sich die Erde und mehrere andere Planeten mit ihren Satelliten in der Zone des gravitativen Einflusses eines Sterns namens Sonne, bewegen sich auf ihren eigenen Umlaufbahnen um ihn und bilden so das Sonnensystem. Ähnliche Sternsysteme, die in großer Zahl in der Nähe liegen, bilden eine Galaxie – ein komplexes System mit einem eigenen Zentrum. Was die Zentren von Galaxien betrifft, gibt es übrigens noch keinen Konsens darüber, was sie sind – es wurde vermutet, dass es Schwarze Löcher im Zentrum von Galaxien gibt.

Galaxien wiederum bilden eine Art Kette und bilden so eine Art Gitter. Die Zellen dieses Gitters bestehen aus Galaxienketten und zentralen „Leerräumen“, die entweder völlig frei von Galaxien sind oder nur eine sehr geringe Anzahl davon aufweisen. Der Hauptteil des Universums ist vom Vakuum eingenommen, was jedoch nicht die absolute Leere dieses Raumes bedeutet: Im Vakuum sind auch einzelne Atome vorhanden, Photonen sind vorhanden (Reliktstrahlung) und auch Teilchen und Antiteilchen erscheinen als a Ergebnis von Quantenphänomenen. Der sichtbare Teil des Universums, also der Teil davon, der für das Studium der Menschheit zugänglich ist, zeichnet sich durch Homogenität und Konstanz in dem Sinne aus, dass, wie allgemein angenommen wird, in diesem Teil die gleichen Gesetze gelten. Ob die Situation auch in anderen Teilen des Universums die gleiche ist, kann nicht geklärt werden.

Zu den Elementen des Universums zählen neben Planeten und Sternen auch Himmelskörper wie Kometen, Asteroiden und Meteoriten.

Ein Komet ist ein kleiner Himmelskörper, der auf einem konischen Abschnitt mit einer sehr ausgedehnten Umlaufbahn um die Sonne kreist. Wenn sich der Komet der Sonne nähert, bildet er eine Koma und manchmal einen Schweif aus Gas und Staub.

Herkömmlicherweise kann ein Komet in drei Teile unterteilt werden – den Kern, die Koma und den Schweif. Alles in Kometen ist absolut kalt und ihr Leuchten ist nur die Reflexion des Sonnenlichts durch Staub und das Leuchten von durch ultraviolettes Licht ionisiertes Gas.

Der Kern ist der schwerste Teil dieses Himmelskörpers. Der Großteil des Kometen ist darin konzentriert. Die Zusammensetzung des Kometenkerns lässt sich nur schwer genau untersuchen, da er in einer für ein Teleskop zugänglichen Entfernung ständig von einem Gasmantel umgeben ist. In diesem Zusammenhang wurde die Theorie des amerikanischen Astronomen Whipple als Grundlage für die Theorie über die Zusammensetzung des Kometenkerns übernommen.

Nach seiner Theorie ist der Kern des Kometen eine Mischung aus gefrorenen Gasen, vermischt mit verschiedenen Stäuben. Wenn sich ein Komet der Sonne nähert und sich erwärmt, beginnen die Gase daher zu „schmelzen“ und bilden einen Schweif.

Der Schweif eines Kometen ist sein ausdrucksstärkster Teil. Es entsteht durch einen Kometen, der sich der Sonne nähert. Der Schweif ist ein leuchtender Streifen, der sich vom Kern in die der Sonne entgegengesetzte Richtung erstreckt und vom Sonnenwind „geblasen“ wird.

Koma ist eine becherförmige, helle, neblige Hülle, die den Kern umgibt und aus Gasen und Staub besteht. Erstreckt sich typischerweise zwischen 100.000 und 1,4 Millionen Kilometern vom Kern entfernt. Leichter Druck kann die Koma verformen und sie in eine antisolare Richtung dehnen. Die Koma bildet zusammen mit dem Kern den Kopf des Kometen.

Asteroiden sind Himmelskörper, die eine meist unregelmäßige, felsartige Form haben und eine Größe von wenigen Metern bis zu tausend Kilometern haben. Asteroiden bestehen wie Meteoriten aus Metallen (hauptsächlich Eisen und Nickel) und Gesteinen. Im Lateinischen bedeutet das Wort „Asteroid“ „wie ein Stern“. Asteroiden erhielten diesen Namen wegen ihrer Ähnlichkeit mit Sternen, wenn sie mit nicht sehr leistungsstarken Teleskopen beobachtet wurden.

Asteroiden können untereinander, mit Satelliten und mit großen Planeten kollidieren. Durch die Kollision von Asteroiden entstehen kleinere Himmelskörper – Meteoriten. Wenn Asteroiden mit einem Planeten oder Satelliten kollidieren, hinterlassen sie Spuren in Form riesiger, kilometerlanger Krater.

Die Oberfläche aller Asteroiden ist ausnahmslos sehr kalt, da sie selbst wie große Felsen sind, keine Wärme erzeugen und sich in beträchtlicher Entfernung von der Sonne befinden. Selbst wenn der Asteroid von der Sonne erhitzt wird, gibt er schnell genug Wärme ab.

Astronomen haben zwei beliebteste Hypothesen bezüglich der Entstehung von Asteroiden. Einer von ihnen zufolge handelt es sich um Fragmente einst existierender Planeten, die durch eine Kollision oder Explosion zerstört wurden. Einer anderen Version zufolge entstanden Asteroiden aus den Überresten der Substanz, aus der die Planeten des Sonnensystems entstanden.

Meteoriten- kleine Fragmente von Himmelskörpern, die hauptsächlich aus Stein und Eisen bestehen und aus dem interplanetaren Raum auf die Erdoberfläche fallen. Für Astronomen sind Meteoriten ein wahrer Schatz: Es kommt nicht oft vor, dass sie ein Stück Weltraum im Labor gründlich untersuchen können. Die meisten Experten betrachten Meteoriten als Fragmente von Asteroiden, die bei der Kollision kosmischer Körper entstehen.

4. THEORIE DER STERNE

Ein Stern ist eine massive Gaskugel, die Licht aussendet und durch die Kräfte ihrer eigenen Schwerkraft und ihres Innendrucks gehalten wird, in deren Tiefen thermonukleare Fusionsreaktionen stattfinden (oder bereits stattgefunden haben).

Hauptmerkmale von Sternen:

Helligkeit

Die Leuchtkraft wird bestimmt, wenn die scheinbare Helligkeit und die Entfernung zum Stern bekannt sind. Während die Astronomie über recht zuverlässige Methoden zur Bestimmung der scheinbaren Helligkeit verfügt, ist die Bestimmung der Entfernung zu Sternen nicht so einfach. Bei relativ nahen Sternen wird die Entfernung nach der seit Anfang des letzten Jahrhunderts bekannten trigonometrischen Methode bestimmt, die darin besteht, die vernachlässigbaren Winkelverschiebungen von Sternen zu messen, wenn sie von verschiedenen Punkten der Erdumlaufbahn aus, also an unterschiedlichen Stellen, beobachtet werden Zeiten des Jahres. Diese Methode weist eine recht hohe Genauigkeit auf und ist recht zuverlässig. Für die meisten anderen weiter entfernten Sterne ist es jedoch nicht mehr geeignet: Die Positionsverschiebungen der Sterne müssen zu klein gemessen werden – weniger als eine Hundertstel Bogensekunde. Abhilfe schaffen andere Methoden, die deutlich ungenauer, aber dennoch recht zuverlässig sind. In einer Reihe von Fällen kann die absolute Helligkeit von Sternen aus einigen beobachteten Merkmalen ihrer Strahlung direkt bestimmt werden, ohne die Entfernung zu ihnen zu messen.

Sterne variieren stark in ihrer Leuchtkraft. Es gibt weiße und blaue Überriesensterne (obwohl es relativ wenige davon gibt), deren Leuchtkraft die Leuchtkraft der Sonne um das Zehn- oder sogar Hunderttausendfache übersteigt. Aber die meisten Sterne sind „Zwerge“, deren Leuchtkraft viel geringer ist als die der Sonne, oft tausende Male. Die Leuchtkrafteigenschaft ist die sogenannte „absolute Helligkeit“ des Sterns. Die scheinbare Helligkeit eines Sterns hängt einerseits von seiner Leuchtkraft und Farbe ab, andererseits von der Entfernung zu ihm. Sterne mit hoher Leuchtkraft haben negative Absolutwerte, zum Beispiel -4, -6. Sterne mit geringer Leuchtkraft zeichnen sich durch große positive Werte aus, zum Beispiel +8, +10.

Chemische Zusammensetzung von Sternen

Die chemische Zusammensetzung der äußeren Schichten des Sterns, von wo aus ihre Strahlung „direkt“ zu uns gelangt, ist durch ein vollständiges Vorherrschen von Wasserstoff gekennzeichnet. An zweiter Stelle steht Helium, und die Häufigkeit anderer Elemente ist relativ gering. Auf etwa 10.000 Wasserstoffatome kommen tausend Heliumatome, etwa zehn Sauerstoffatome, etwas weniger Kohlenstoff und Stickstoff und nur ein Eisenatom. Die Fülle anderer Elemente ist völlig vernachlässigbar.

Wir können sagen, dass die äußeren Schichten von Sternen riesige Wasserstoff-Helium-Plasmen mit einer kleinen Beimischung schwererer Elemente sind.

Obwohl die chemische Zusammensetzung von Sternen in erster Näherung gleich ist, gibt es dennoch Sterne, die diesbezüglich bestimmte Merkmale aufweisen. Es gibt zum Beispiel einen Stern mit einem ungewöhnlich hohen Kohlenstoffgehalt oder es gibt Objekte mit einem ungewöhnlich hohen Gehalt an Seltenen Erden. Wenn die überwiegende Mehrheit der Sterne eine völlig vernachlässigbare Menge an Lithium aufweist (ungefähr 10 11 aus Wasserstoff), dann gibt es gelegentlich „Einzigartige“, in denen dieses seltene Element ziemlich häufig vorkommt.

Spektren von Sternen

Die Untersuchung der Spektren von Sternen liefert außergewöhnlich reichhaltige Informationen. Mittlerweile wurde die sogenannte Harvard-Spektralklassifikation übernommen. Es gibt zehn Klassen, die mit lateinischen Buchstaben bezeichnet werden: O, B, A, F, G, K, M. Das bestehende System zur Klassifizierung von Sternspektren ist so genau, dass es eine Bestimmung des Spektrums mit einer Genauigkeit von einem Zehntel ermöglicht Klasse. Beispielsweise wird ein Teil der Folge von Sternspektren zwischen den Klassen B und A als B0, B1 ... B9, A0 usw. bezeichnet. Das Spektrum von Sternen ähnelt in erster Näherung dem Spektrum eines strahlenden „schwarzen“ Körpers mit einer bestimmten Temperatur T. Diese Temperaturen ändern sich sanft von 40-50.000 Kelvin für Sterne der Spektralklasse O bis 3000 Kelvin für Sterne Spektralklasse M. Demnach fällt der Hauptteil der Strahlung der Sterne der Spektralklassen O und B in den ultravioletten Teil des Spektrums, der für die Beobachtung von der Erdoberfläche aus unzugänglich ist.

Ein weiteres charakteristisches Merkmal von Sternspektren ist das Vorhandensein einer großen Anzahl von Absorptionslinien, die zu verschiedenen Elementen gehören. Die genaue Analyse dieser Linien lieferte besonders wertvolle Informationen über die Beschaffenheit der äußeren Schichten von Sternen. Die Unterschiede in den Spektren werden hauptsächlich durch Unterschiede in den Temperaturen der äußeren Schichten des Sterns erklärt. Aus diesem Grund unterscheiden sich die Ionisations- und Anregungszustände verschiedener Elemente in den äußeren Schichten von Sternen dramatisch, was zu starken Unterschieden in den Spektren führt.

Temperatur

Die Temperatur bestimmt die Farbe eines Sterns und sein Spektrum. Wenn also beispielsweise die Oberflächentemperatur der Sternenschichten 3-4.000 beträgt. K., dann ist seine Farbe rötlich, 6-7 Tausend K. ist gelblich. Sehr heiße Sterne mit Temperaturen über 10-12.000 K haben eine weiße oder bläuliche Farbe. In der Astronomie gibt es völlig objektive Methoden zur Messung der Farbe von Sternen. Letzteres wird durch den sogenannten „Farbindex“ bestimmt, der der Differenz zwischen fotografischem und visuellem Wert entspricht. Jeder Farbindexwert entspricht einem bestimmten Spektrumtyp.

Bei kühlen roten Sternen sind die Spektren durch Absorptionslinien neutraler Metallatome und Bänder einiger einfacher Verbindungen (z. B. CN, SP, H20 usw.) gekennzeichnet. Mit steigender Oberflächentemperatur verschwinden Molekülbänder in den Spektren von Sternen, viele Linien neutraler Atome sowie Linien neutralen Heliums werden schwächer. Das Erscheinungsbild des Spektrums selbst verändert sich radikal. Beispielsweise werden in heißen Sternen mit Oberflächentemperaturen über 20.000 K überwiegend Linien aus neutralem und ionisiertem Helium beobachtet, und das kontinuierliche Spektrum ist im ultravioletten Teil sehr intensiv. Sterne mit einer Oberflächentemperatur von etwa 10.000 K haben die intensivsten Wasserstofflinien, während Sterne mit einer Temperatur von etwa 6.000 K Linien aus ionisiertem Kalzium haben, die an der Grenze zwischen dem sichtbaren und dem ultravioletten Teil des Spektrums liegen.

Masse von Sternen

Die Astronomie hatte und verfügt derzeit nicht über eine Methode zur direkten und unabhängigen Bestimmung der Masse (d. h. nicht in mehreren Systemen enthalten) eines isolierten Sterns. Und das ist ein sehr schwerwiegender Mangel unserer Wissenschaft über das Universum. Wenn es eine solche Methode gäbe, würde der Fortschritt unseres Wissens viel schneller voranschreiten. Die Massen der Sterne schwanken in relativ engen Grenzen. Es gibt nur sehr wenige Sterne, deren Masse zehnmal größer oder kleiner als die Sonnenmasse ist. In einer solchen Situation akzeptieren Astronomen stillschweigend, dass Sterne mit derselben Leuchtkraft und Farbe dieselben Massen haben. Sie sind nur für Binärsysteme definiert. Die Aussage, dass ein einzelner Stern mit gleicher Leuchtkraft und Farbe die gleiche Masse wie seine „Schwester“ in einem Doppelsternsystem hat, ist immer mit Vorsicht zu genießen.

Es wird angenommen, dass Objekte mit einer Masse von weniger als 0,02 M keine Sterne mehr sind. Sie verfügen über keine internen Energiequellen und ihre Leuchtkraft liegt nahe bei Null. Normalerweise werden diese Objekte als Planeten klassifiziert. Die größten direkt gemessenen Massen überschreiten nicht 60 M.

KLASSIFIZIERUNG DER STERNE

Unmittelbar nach Beginn der Aufnahme ihrer Spektren begann man mit der Klassifizierung von Sternen. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts trugen Hertzsprung und Russell verschiedene Sterne in ein Diagramm ein und es stellte sich heraus, dass die meisten von ihnen entlang einer schmalen Kurve gruppiert waren. Hertzsprung-Diagramm--zeigt den Zusammenhang zwischen absoluter Helligkeit, Leuchtkraft, Spektralklasse und Oberflächentemperatur des Sterns. Die Sterne in diesem Diagramm sind nicht zufällig angeordnet, sondern bilden deutlich sichtbare Bereiche.

Das Diagramm ermöglicht es, den Absolutwert nach Spektralklasse zu ermitteln. Speziell für die Spektralklassen O–F. Für spätere Klassen wird dies dadurch erschwert, dass man sich zwischen einem Riesen und einem Zwerg entscheiden muss. Gewisse Unterschiede in der Intensität einiger Linien erlauben es uns jedoch, diese Wahl sicher zu treffen.

Etwa 90 % der Sterne befinden sich in der Hauptreihe. Ihre Leuchtkraft beruht auf thermonuklearen Reaktionen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Es gibt auch mehrere Zweige entwickelter Riesensterne, in denen Helium und schwerere Elemente brennen. Unten links im Diagramm sind vollständig entwickelte Weiße Zwerge zu sehen.

ARTEN VON STERNEN

Riesen– ein Sterntyp mit deutlich größerem Radius und höherer Leuchtkraft als Hauptreihensterne mit gleicher Oberflächentemperatur. Typischerweise haben Riesensterne Radien von 10 bis 100 Sonnenradien und Leuchtstärken von 10 bis 1000 Sonnenleuchtstärken. Sterne mit einer größeren Leuchtkraft als die der Riesen werden Überriesen und Hyperriesen genannt. Heiße und helle Hauptreihensterne können auch als Weiße Riesen klassifiziert werden. Darüber hinaus liegen die Riesen aufgrund ihres großen Radius und ihrer hohen Leuchtkraft über der Hauptreihe.

Zwerge- eine Art kleiner Sterne mit einem Radius von 1 bis 0,01. Die Sonne und geringe Leuchtkräfte von 1 bis 10-4 die Leuchtkraft der Sonne mit einer Masse von 1 bis 0,1 Sonnenmasse.

· weißer Zwerg- entwickelte Sterne mit einer Masse von nicht mehr als 1,4 Sonnenmassen, denen ihre eigenen thermonuklearen Energiequellen entzogen sind. Der Durchmesser solcher Sterne kann hunderte Male kleiner sein als der der Sonne, und daher kann die Dichte 1.000.000 Mal größer sein als die Dichte von Wasser.

· roter Zwerg- ein kleiner und relativ kühler Hauptreihenstern mit einer Spektralklasse von M oder oberem K. Sie unterscheiden sich deutlich von anderen Sternen. Der Durchmesser und die Masse von Roten Zwergen überschreiten nicht ein Drittel der Sonnenmasse (die Untergrenze der Masse liegt bei 0,08 Sonnenmassen, gefolgt von Braunen Zwergen).

· Brauner Zwerg-- substellare Objekte mit Massen im Bereich von 5-75 Jupitermassen (und einem Durchmesser, der etwa dem Durchmesser des Jupiter entspricht), in deren Tiefen im Gegensatz zu Hauptreihensternen keine thermonukleare Fusionsreaktion mit Umwandlung von Wasserstoff in stattfindet Helium.

· Subbraune Zwerge oder braune Subzwerge-- Kalte Formationen mit Massen unterhalb der Grenze Brauner Zwerge. Sie werden allgemein als Planeten betrachtet.

· Schwarzer Zwerg- Weiße Zwerge, die abgekühlt sind und daher nicht im sichtbaren Bereich emittieren. Stellt die letzte Phase der Entwicklung der Weißen Zwerge dar. Die Massen der Schwarzen Zwerge sind ebenso wie die Massen der Weißen Zwerge auf über 1,4 Sonnenmassen begrenzt.

Neutronenstern- Sternformationen mit Massen in der Größenordnung von 1,5 Sonnenmassen und deutlich kleiner als Weiße Zwerge, etwa 10–20 km im Durchmesser. Die Dichte solcher Sterne kann 1000.000.000.000 Wasserdichten erreichen. Und das Magnetfeld ist genauso oft größer als das Erdmagnetfeld. Solche Sterne bestehen hauptsächlich aus Neutronen, die durch die Gravitationskräfte stark komprimiert werden. Oft sind solche Sterne Pulsare.

Neuer Stern- Sterne, deren Leuchtkraft plötzlich um das 10.000-fache zunimmt. Die Nova ist ein Doppelsternsystem, das aus einem Weißen Zwerg und einem Begleitstern auf der Hauptreihe besteht. In solchen Systemen strömt Gas vom Stern nach und nach zum Weißen Zwerg und explodiert dort regelmäßig, was zu einem Leuchtkraftausbruch führt.

Supernova- Dies ist ein Stern, der seine Entwicklung in einem katastrophalen Explosionsprozess beendet. Der Flare kann in diesem Fall mehrere Größenordnungen größer sein als im Fall einer Nova. Eine solch gewaltige Explosion ist eine Folge der Prozesse, die im letzten Stadium der Evolution im Stern ablaufen.

Doppelstern- das sind zwei gravitativ gebundene Sterne, die sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt drehen. Manchmal gibt es Systeme mit drei oder mehr Sternen. In diesem allgemeinen Fall wird das System als Mehrfachstern bezeichnet. In Fällen, in denen ein solches Sternensystem nicht allzu weit von der Erde entfernt ist, können einzelne Sterne durch ein Teleskop unterschieden werden. Wenn die Entfernung erheblich ist, kann man verstehen, dass Astronomen einen Doppelstern nur anhand indirekter Zeichen sehen können – Helligkeitsschwankungen, die durch periodische Verfinsterungen eines Sterns durch einen anderen und einige andere verursacht werden.

Pulsare- Dabei handelt es sich um Neutronensterne, bei denen das Magnetfeld zur Rotationsachse geneigt ist und die beim Rotieren eine Modulation der auf die Erde gelangenden Strahlung bewirken.

Der erste Pulsar wurde mit dem Radioteleskop des Mallard Radio Astronomy Observatory entdeckt. Universität von Cambridge. Die Entdeckung wurde von der Doktorandin Jocelyn Bell im Juni 1967 bei einer Wellenlänge von 3,5 m, also 85,7 MHz, gemacht. Dieser Pulsar heißt PSR J1921+2153. Die Beobachtungen des Pulsars wurden mehrere Monate lang geheim gehalten und er erhielt dann den Namen LGM-1, was „kleine grüne Männchen“ bedeutet. Der Grund dafür waren Radioimpulse, die in regelmäßigen Abständen die Erde erreichten, weshalb man davon ausging, dass diese Radioimpulse künstlichen Ursprungs waren.

Jocelyn Bell war in Hewishs Gruppe, sie fanden drei weitere Quellen ähnlicher Signale, woraufhin niemand mehr daran zweifelte, dass die Signale nicht künstlichen Ursprungs waren. Bis Ende 1968 wurden bereits 58 Pulsare entdeckt. Und im Jahr 2008 waren bereits 1.790 Radiopulsare bekannt. Der unserem Sonnensystem am nächsten gelegene Pulsar ist 390 Lichtjahre entfernt.

Quasare sind brillante Objekte, die die größten Energiemengen abgeben, die es im Universum gibt. Da sie enorm von der Erde entfernt sind, weisen sie eine größere Helligkeit auf als kosmische Körper, die 1000-mal näher sind. Nach moderner Definition ist ein Quasar der aktive Kern einer Galaxie, in dem Prozesse ablaufen, die große Energiemengen freisetzen. Der Begriff selbst bedeutet „sternähnliche Radioquelle“. Der erste Quasar wurde von den amerikanischen Astronomen A. Sandage und T. Matthews bemerkt, die an einem kalifornischen Observatorium Sterne beobachteten. Im Jahr 1963 entdeckte M. Schmidt mithilfe eines Spiegelteleskops, das an einem Punkt elektromagnetische Strahlung sammelte, eine Abweichung im Spektrum des beobachteten Objekts in Richtung Rot, was darauf hindeutete, dass sich seine Quelle von unserem System entfernte. Nachfolgende Studien zeigten, dass sich der als 3C 273 registrierte Himmelskörper in einer Entfernung von 3 Milliarden Lichtjahren befindet. Jahre und entfernt sich mit enormer Geschwindigkeit - 240.000 km/s. Die Moskauer Wissenschaftler Sharov und Efremov untersuchten die verfügbaren frühen Fotos des Objekts und stellten fest, dass es seine Helligkeit wiederholt änderte. Unregelmäßige Änderungen der Helligkeitsintensität lassen auf eine kleine Quellengröße schließen.

5. ENERGIEQUELLEN DER STERNE

Im Laufe von hundert Jahren, nachdem R. Mayer 1842 das Energieerhaltungsgesetz formulierte, wurden viele Hypothesen über die Natur der Energiequellen von Sternen aufgestellt, insbesondere wurde eine Hypothese über den Fall von Meteoroiden auf einen Stern aufgestellt , der radioaktive Zerfall von Elementen und die Vernichtung von Protonen und Elektronen. Von wirklicher Bedeutung sind nur die Gravitationskompression und die Kernfusion.

Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen

Im Jahr 1939 wurde festgestellt, dass die Quelle der Sternenergie die Kernfusion ist, die im Inneren der Sterne stattfindet. Die meisten Sterne strahlen, weil sich in ihrem Kern vier Protonen durch eine Reihe von Zwischenschritten zu einem Alphateilchen verbinden. Diese Umwandlung kann im Wesentlichen auf zwei Arten erfolgen: dem sogenannten Proton-Proton- oder p-p-Zyklus und dem Kohlenstoff-Stickstoff- oder CN-Zyklus. Bei massearmen Sternen erfolgt die Energiefreisetzung hauptsächlich durch den ersten Zyklus, bei schweren Sternen durch den zweiten. Der Vorrat an Kernenergie in einem Stern ist endlich und wird ständig für Strahlung aufgewendet. Der Prozess der thermonuklearen Fusion, der Energie freisetzt und die Zusammensetzung der Materie des Sterns verändert, in Kombination mit der Schwerkraft, die dazu neigt, den Stern zu komprimieren und auch Energie freizusetzen, und Strahlung von der Oberfläche, die die freigesetzte Energie abtransportiert, sind die wichtigsten treibende Kräfte der Sternentwicklung.

Hans Albrecht Bethe ist ein amerikanischer Astrophysiker, der 1967 den Nobelpreis für Physik erhielt. Die Hauptwerke sind der Kernphysik und der Astrophysik gewidmet. Er war es, der den Proton-Proton-Zyklus thermonuklearer Reaktionen entdeckte (1938) und einen sechsstufigen Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus vorschlug, um den Prozess thermonuklearer Reaktionen in massereichen Sternen zu erklären, wofür er den Nobelpreis für Physik für „Beiträge zu“ erhielt die Theorie der Kernreaktionen, insbesondere für die Entdeckungen im Zusammenhang mit den Energiequellen von Sternen.

Gravitationskompression

Gravitationskompression ist ein innerer Prozess eines Sterns, durch den seine innere Energie freigesetzt wird.

Nehmen wir an, dass irgendwann aufgrund der Abkühlung des Sterns die Temperatur in seinem Zentrum leicht sinken wird. Auch der Druck in der Mitte nimmt ab und kann das Gewicht der darüber liegenden Schichten nicht mehr ausgleichen. Die Schwerkraft beginnt, den Stern zu komprimieren. In diesem Fall nimmt die potentielle Energie des Systems ab (da die potentielle Energie negativ ist, erhöht sich sein Modul), während die innere Energie und damit die Temperatur im Inneren des Sterns ansteigen. Aber nur die Hälfte der freigesetzten potentiellen Energie wird für die Temperaturerhöhung aufgewendet, die andere Hälfte wird für die Aufrechterhaltung der Strahlung des Sterns verwendet.

6. ENTWICKLUNG DER STERNE

Unter Sternentwicklung versteht man in der Astronomie die Abfolge von Veränderungen, die ein Stern im Laufe seines Lebens erfährt, also über Millionen oder Milliarden Jahre hinweg, während er Licht und Wärme aussendet. Über solch enorme Zeiträume hinweg sind die Veränderungen ziemlich bedeutsam.

Die Hauptphasen in der Entwicklung eines Sterns sind seine Geburt (Sternbildung), eine lange Periode der (normalerweise stabilen) Existenz des Sterns als integrales System im hydrodynamischen und thermischen Gleichgewicht und schließlich die Periode seines „Todes“. ” d.h. ein irreversibles Ungleichgewicht, das zur Zerstörung eines Sterns oder zu seiner katastrophalen Kontraktion führt. Der Verlauf der Entwicklung eines Sterns hängt von seiner Masse und seiner anfänglichen chemischen Zusammensetzung ab, die wiederum vom Zeitpunkt der Entstehung des Sterns und seiner Position in der Galaxie zum Zeitpunkt der Entstehung abhängt. Je größer die Masse eines Sterns ist, desto schneller entwickelt er sich und desto kürzer ist sein „Leben“.

Ein Stern beginnt sein Leben als kalte, verdünnte Wolke aus interstellarem Gas, die durch ihre eigene Schwerkraft komprimiert wird und nach und nach die Form einer Kugel annimmt. Beim Komprimieren wird die Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt und die Temperatur des Objekts steigt. Wenn die Temperatur im Zentrum 15–20 Millionen K erreicht, beginnen thermonukleare Reaktionen und die Kompression hört auf. Das Objekt wird zu einem vollwertigen Stern.

Nach einer bestimmten Zeit – von einer Million bis zu mehreren zehn Milliarden Jahren (abhängig von der Anfangsmasse) – erschöpft der Stern die Wasserstoffressourcen des Kerns. Bei großen und heißen Sternen geschieht dies viel schneller als bei kleinen und kühleren. Die Erschöpfung des Wasserstoffvorrats führt zum Stoppen thermonuklearer Reaktionen.

Ohne den Druck, der bei diesen Reaktionen entstand und die innere Schwerkraft im Körper des Sterns ausgleicht, beginnt der Stern wieder zu kontrahieren, wie es bereits bei seiner Entstehung der Fall war. Temperatur und Druck steigen wieder an, allerdings im Gegensatz zum Protosternstadium auf ein viel höheres Niveau. Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen.

Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu. So wird der Stern zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne.

Nachdem die thermonuklearen Reaktionen in ihrem Kern aufgehört haben, werden sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums emittieren.

SONNE

Die Sonne ist der einzige Stern im Sonnensystem; alle Planeten des Systems sowie ihre Satelliten und andere Objekte, einschließlich kosmischer Staub, bewegen sich um sie.

Eigenschaften der Sonne

· Masse der Sonne: 2.1030 kg (332.946 Erdmassen)

Durchmesser: 1.392.000 km

· Radius: 696.000 km

Durchschnittliche Dichte: 1.400 kg/m3

Achsenneigung: 7,25° (relativ zur Ekliptikebene)

Oberflächentemperatur: 5.780 K

Temperatur im Zentrum der Sonne: 15 Millionen Grad

Spektralklasse: G2 V

Durchschnittliche Entfernung von der Erde: 150 Millionen km

· Alter: etwa 5 Milliarden Jahre

Rotationszeitraum: 25.380 Tage

Leuchtkraft: 3,86 1026 W

· Scheinbare Helligkeit: 26,75 m

Struktur der Sonne

Gemäß der spektralen Klassifizierung handelt es sich bei dem Stern um den Typ „Gelber Zwerg“, nach groben Berechnungen ist er knapp über 4,5 Milliarden Jahre alt, er befindet sich in der Mitte seines Lebenszyklus. Die Sonne besteht zu 92 % aus Wasserstoff und zu 7 % aus Helium und hat eine sehr komplexe Struktur. In seinem Zentrum befindet sich ein Kern mit einem Radius von etwa 150.000–175.000 km, was bis zu 25 % des Gesamtradius des Sterns entspricht; in seinem Zentrum nähert sich die Temperatur 14.000.000 K. Der Kern rotiert mit hoher Geschwindigkeit um seine Achse, und diese Geschwindigkeit übertrifft die Indikatoren der äußeren Hüllen des Sterns deutlich. Hier findet die Reaktion der Heliumbildung aus vier Protonen statt, was dazu führt, dass eine große Energiemenge durch alle Schichten geht und in Form von kinetischer Energie und Licht aus der Photosphäre emittiert wird. Oberhalb des Kerns befindet sich eine Zone des Strahlungstransfers, in der die Temperaturen im Bereich von 2 bis 7 Millionen K liegen. Daran schließt sich eine etwa 200.000 km dicke Konvektionszone an, in der es zur Energieübertragung keine Rückstrahlung mehr gibt, sondern Plasma mischen. An der Oberfläche der Schicht beträgt die Temperatur etwa 5800 K. Die Atmosphäre der Sonne besteht aus der Photosphäre, die die sichtbare Oberfläche des Sterns bildet, der Chromosphäre, die etwa 2000 km dick ist, und der Korona, der letzten äußeren Hülle der Sonne, deren Temperatur im Bereich von 1.000.000 bis 20.000.000 K liegt. Aus dem äußeren Teil der Korona werden ionisierte Teilchen freigesetzt, die als Sonnenwind bezeichnet werden.

Magnetfelder spielen eine wichtige Rolle bei der Entstehung von Phänomenen auf der Sonne. Die Materie auf der Sonne ist überall ein magnetisiertes Plasma. Manchmal steigt die magnetische Feldstärke in bestimmten Bereichen schnell und stark an. Dieser Prozess geht mit der Entstehung eines ganzen Komplexes solarer Aktivitätsphänomene in verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre einher. Dazu gehören Faculae und Spots in der Photosphäre, Flocculi in der Chromosphäre und Protuberanzen in der Korona. Das bemerkenswerteste Phänomen, das alle Schichten der Sonnenatmosphäre abdeckt und seinen Ursprung in der Chromosphäre hat, sind Sonneneruptionen.

Bei Beobachtungen stellten Wissenschaftler fest, dass die Sonne eine starke Quelle für Radioemissionen ist. Radiowellen dringen in den interplanetaren Raum ein und werden von der Chromosphäre (Zentimeterwellen) und der Korona (Dezimeter- und Meterwellen) abgestrahlt.

Die Radioemission der Sonne besteht aus zwei Komponenten – einer konstanten und einer variablen Komponente (Ausbrüche, „Lärmstürme“). Bei starken Sonneneruptionen nimmt die Radioemission der Sonne im Vergleich zur Radioemission der stillen Sonne um das Tausend- und sogar Millionenfache zu. Diese Radioemission ist nicht-thermischer Natur.

Röntgenstrahlen kommen hauptsächlich aus den oberen Schichten der Chromosphäre und der Korona. Besonders stark ist die Strahlung in den Jahren maximaler Sonnenaktivität.

Die Sonne sendet nicht nur Licht, Wärme und alle anderen Arten elektromagnetischer Strahlung aus. Es ist auch eine Quelle eines ständigen Flusses von Teilchen – Korpuskeln. Neutrinos, Elektronen, Protonen, Alphateilchen und schwerere Atomkerne bilden zusammen die Korpuskularstrahlung der Sonne. Ein wesentlicher Teil dieser Strahlung ist ein mehr oder weniger kontinuierlicher Plasmaausfluss – der Sonnenwind, der eine Fortsetzung der äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre – der Sonnenkorona – darstellt. Vor dem Hintergrund dieses ständig wehenden Plasmawinds sind einzelne Regionen auf der Sonne Quellen gerichteterer, verstärkter, sogenannter Korpuskularströmungen. Höchstwahrscheinlich sind sie mit speziellen Regionen der Sonnenkorona verbunden – koronalen Löchern, und möglicherweise auch mit langlebigen aktiven Regionen auf der Sonne. Schließlich sind die stärksten kurzfristigen Teilchenflüsse, hauptsächlich Elektronen und Protonen, mit Sonneneruptionen verbunden. Durch die stärksten Flares können Teilchen Geschwindigkeiten erreichen, die einen merklichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit ausmachen. Teilchen mit solch hohen Energien werden solare kosmische Strahlung genannt.

Die solare Korpuskularstrahlung hat einen starken Einfluss auf die Erde und vor allem auf die oberen Schichten ihrer Atmosphäre und ihr Magnetfeld und verursacht viele interessante geophysikalische Phänomene.

Entwicklung der Sonne

Es wird angenommen, dass die Sonne vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden ist, als die schnelle Kompression einer Wolke aus molekularem Wasserstoff unter dem Einfluss der Schwerkraft zur Bildung eines Typ-1-Sterns der T-Tauri-Population in unserer Region der Galaxie führte.

Ein Stern mit der Masse der Sonne sollte insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe existieren. Damit befindet sich die Sonne nun etwa in der Mitte ihres Lebenszyklus. Derzeit finden im Sonnenkern thermonukleare Reaktionen statt, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Jede Sekunde werden im Kern der Sonne etwa 4 Millionen Tonnen Materie in Strahlungsenergie umgewandelt, was zur Erzeugung von Sonnenstrahlung und einem Fluss solarer Neutrinos führt.

Wenn die Sonne ein Alter von etwa 7,5 bis 8 Milliarden Jahren erreicht (also in 4 bis 5 Milliarden Jahren), verwandelt sich der Stern in einen Roten Riesen, seine äußeren Hüllen werden sich ausdehnen und die Erdumlaufbahn erreichen, was den Planeten möglicherweise weiter vorantreibt weg. Unter dem Einfluss hoher Temperaturen wird Leben, wie wir es heute verstehen, schlichtweg unmöglich. Die Sonne wird den letzten Zyklus ihres Lebens als Weißer Zwerg verbringen.

ABSCHLUSS

Aus dieser Arbeit lassen sich folgende Schlussfolgerungen ziehen:

· Grundelemente der Struktur des Universums: Galaxien, Sterne, Planeten

Galaxien sind Systeme aus Milliarden von Sternen, die das Zentrum der Galaxie umkreisen und durch gegenseitige Schwerkraft und gemeinsamen Ursprung verbunden sind.

Planeten sind Körper, die keine Energie abgeben und eine komplexe innere Struktur haben.

Die häufigsten Himmelskörper im beobachtbaren Universum sind Sterne.

Nach modernen Vorstellungen ist ein Stern ein Gas-Plasma-Objekt, in dem bei Temperaturen über 10 Millionen Grad K eine Kernfusion stattfindet.

· Die wichtigsten Methoden zur Untersuchung des sichtbaren Universums sind Teleskope und Radioteleskope, Spektralmessungen und Radiowellen;

· Die wichtigsten Konzepte zur Beschreibung von Sternen sind:

Sterngröße, die nicht die Größe des Sterns charakterisiert, sondern seine Brillanz, also die Beleuchtung, die der Stern auf der Erde erzeugt;

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Wenn Ihr Kind das „Warum“-Alter erreicht hat und Sie mit Fragen bombardiert, warum die Sterne leuchten, wie weit sie von der Sonne entfernt sind und was ein Komet ist, ist es an der Zeit, es in die Grundlagen der Astronomie einzuführen und ihm zu helfen, es zu verstehen die Struktur der ihn umgebenden Welt und unterstützen sein Forschungsinteresse.

„Wenn es nur einen Ort auf der Erde gäbe, von dem aus man die Sterne sehen könnte, würden die Menschen in Scharen dorthin strömen, um die Wunder des Himmels zu betrachten und zu bewundern.“ (Seneca, 1. Jahrhundert n. Chr.) Es ist schwer, nicht zuzustimmen, dass sich in diesem Sinne im Laufe der Jahrtausende auf der Erde wenig verändert hat.

Die Bodenlosigkeit und Weite des Sternenhimmels zieht immer noch unerklärlicherweise die Blicke der Menschen auf sich,

fesselt, hypnotisiert, erfüllt die Seele mit stiller und sanfter Freude, einem Gefühl der Einheit mit dem gesamten Universum. Und wenn selbst die Fantasie der Erwachsenen manchmal erstaunliche Bilder zeichnet, was können wir dann über unsere Kinder, Träumer und Erfinder sagen, die in Märchenwelten leben, im Schlaf fliegen und von Raumfahrten und Begegnungen mit außerirdischen Intelligenzen träumen ...

Wo soll ich anfangen?

Sie sollten nicht mit der „Urknalltheorie“ beginnen, sich mit der Astronomie vertraut zu machen. Selbst für einen Erwachsenen ist es manchmal schwierig, sich die Unendlichkeit des Universums vorzustellen, und umso mehr für einen Kleinen, für den sogar sein eigenes Zuhause noch mit dem Universum verwandt ist. Sie müssen nicht gleich ein Teleskop kaufen. Dies ist eine Einheit für „fortgeschrittene“ junge Astronomen. Darüber hinaus lassen sich mit dem Fernglas viele interessante Beobachtungen machen. Und es ist besser, mit dem Kauf eines guten Buches über Astronomie für Kinder zu beginnen, mit dem Besuch eines Kinderprogramms in einem Planetarium, einem Weltraummuseum und natürlich mit interessanten und verständlichen Geschichten von Mama und Papa über Planeten und Sterne.

Sagen Sie Ihrem Kind, dass unsere Erde ein riesiger Ball ist, auf dem Flüsse, Berge, Wälder, Wüsten und natürlich für uns alle, ihre Bewohner, Platz haben. Unsere Erde und alles, was sie umgibt, wird Universum oder Weltraum genannt. Der Weltraum ist sehr groß, und egal wie viel wir mit einer Rakete fliegen, wir werden niemals in der Lage sein, seinen Rand zu erreichen. Neben unserer Erde gibt es noch andere Planeten sowie Sterne. Sterne sind riesige leuchtende Feuerbälle. Die Sonne ist auch ein Stern. Es befindet sich in der Nähe der Erde und deshalb sehen wir sein Licht und spüren seine Wärme. Es gibt Sterne, die um ein Vielfaches größer und heißer als die Sonne sind, aber sie leuchten so weit von der Erde entfernt, dass sie uns nur als kleine Punkte am Nachthimmel erscheinen. Kinder fragen oft, warum die Sterne tagsüber nicht sichtbar sind. Vergleichen Sie gemeinsam mit Ihrem Kind das Licht einer Taschenlampe tagsüber und abends im Dunkeln. Tagsüber ist der Taschenlampenstrahl bei hellem Licht fast unsichtbar, abends leuchtet er jedoch hell. Das Licht der Sterne ist wie das Licht einer Laterne: Tagsüber wird es von der Sonne verdunkelt. Daher sind Sterne nur nachts zu sehen.

Neben unserer Erde kreisen noch 8 weitere Planeten um die Sonne, viele kleine Asteroiden und Kometen. Alle diese Himmelskörper bilden das Sonnensystem, dessen Zentrum die Sonne ist. Jeder Planet hat seine eigene Bahn, die Umlaufbahn genannt wird. „Astronomischer Zählreim“ von A. Usachev hilft Ihrem Baby, sich die Namen und die Reihenfolge der Planeten zu merken:

Auf dem Mond lebte ein Astrologe, der die Planeten zählte. Merkur – eins, Venus – zwei, drei – Erde, vier – Mars. Fünf – Jupiter, sechs – Saturn, Sieben – Uranus, Achter – Neptun, Neun – der am weitesten entfernte – Pluto. Wenn du es nicht siehst, geh raus.

Sagen Sie Ihrem Kind, dass alle Planeten im Sonnensystem sehr unterschiedlich groß sind. Wenn Sie sich vorstellen, dass der größte von ihnen, Jupiter, die Größe einer großen Wassermelone hat, dann wird der kleinste Planet, Pluto, wie eine Erbse sein. Alle Planeten im Sonnensystem außer Merkur und Venus haben Satelliten. Auch unsere Erde hat es...

Geheimnisvoller Mond

Schon ein eineinhalbjähriges Kleinkind blickt voller Freude auf den Mond am Himmel. Und für ein erwachsenes Kind kann dieser Erdtrabant zu einem interessanten Studienobjekt werden. Schließlich ist der Mond so anders und verändert sich ständig von einer kaum wahrnehmbaren „Sichel“ zu einer runden, strahlenden Schönheit. Erzählen Sie Ihrem Kind, oder noch besser, zeigen Sie es mit Hilfe eines Globus, einer kleinen Kugel (das wird der Mond sein) und einer Taschenlampe (das wird die Sonne sein), wie sich der Mond um die Erde dreht und wie er von der Sonne beleuchtet wird Sonne.

Um die Mondphasen besser zu verstehen und sich daran zu erinnern, führen Sie mit Ihrem Baby ein Beobachtungstagebuch, in dem Sie jeden Tag den Mond skizzieren, wie er am Himmel sichtbar ist. Wenn an manchen Tagen Wolken Ihre Beobachtungen beeinträchtigen, spielt das keine Rolle. Dennoch wird ein solches Tagebuch eine hervorragende visuelle Hilfe sein. Und es ist sehr einfach festzustellen, ob der Mond vor Ihnen zu- oder abnimmt. Wenn ihre Sichel wie der Buchstabe „C“ aussieht – sie ist alt, wenn sie wie der Buchstabe „R“ ohne Stock aussieht – sie wächst.

Natürlich wird das Baby daran interessiert sein, zu wissen, was sich auf dem Mond befindet. Sagen Sie ihm, dass die Mondoberfläche mit Kratern bedeckt ist, die durch Kollisionen mit Asteroiden entstanden sind. Wenn Sie den Mond durch ein Fernglas betrachten (am besten auf einem Fotostativ installieren), können Sie die Unebenheiten seines Reliefs und sogar Krater bemerken. Der Mond hat keine Atmosphäre und ist daher nicht vor Asteroiden geschützt. Aber die Erde ist geschützt. Gelangt ein Steinfragment in seine Atmosphäre, verglüht es sofort. Obwohl Asteroiden manchmal so schnell sind, dass sie es trotzdem schaffen, die Erdoberfläche zu erreichen. Solche Asteroiden werden Meteoriten genannt.

Sternenrätsel

Während Sie mit Ihrer Großmutter im Dorf oder auf der Datscha entspannen, widmen Sie mehrere Abende der Sternenbeobachtung. Es ist nichts Schlimmes, wenn das Kind seinen gewohnten Tagesablauf ein wenig unterbricht und später ins Bett geht. Aber wie viele unvergessliche Minuten wird er mit Mama oder Papa unter dem riesigen Sternenhimmel verbringen und in die funkelnden, geheimnisvollen Punkte blicken? August ist der beste Monat für solche Beobachtungen. Die Abende sind ziemlich dunkel, die Luft ist durchsichtig und es scheint, als könne man den Himmel mit den Händen erreichen. Im August kann man leicht ein interessantes Phänomen namens „Sternschnuppe“ beobachten. In Wirklichkeit handelt es sich natürlich überhaupt nicht um einen Stern, sondern um einen brennenden Meteor. Aber trotzdem sehr schön. Unsere entfernten Vorfahren blickten auf die gleiche Weise in den Himmel und vermuteten verschiedene Tiere, Gegenstände, Menschen und mythologische Helden in Sternhaufen. Viele Sternbilder tragen seit jeher ihren Namen. Bringen Sie Ihrem Kind bei, diese oder jene Konstellation am Himmel zu finden. Diese Aktivität ist der beste Weg, die Fantasie zu wecken und abstraktes Denken zu entwickeln. Wenn Sie selbst nicht sehr gut darin sind, sich in den Sternbildern zurechtzufinden, spielt das keine Rolle. In fast allen Kinderbüchern zum Thema Astronomie gibt es eine Sternkarte und Beschreibungen der Sternbilder. Insgesamt sind auf der Himmelssphäre 88 Sternbilder identifiziert, davon 12 Tierkreiszeichen. Sterne in Sternbildern werden durch Buchstaben des lateinischen Alphabets bezeichnet, und die hellsten haben ihre eigenen Namen (wie der Stern Altair im Sternbild Adler). Um Ihrem Kind das Erkennen dieses oder jenes Sternbildes am Himmel zu erleichtern, ist es sinnvoll, es zunächst auf dem Bild genau zu betrachten und es dann zu zeichnen oder aus Sternen aus Pappe zu basteln. Mit speziellen leuchtenden Sternaufklebern können Sie Sternbilder an der Decke anbringen. Sobald ein Kind ein Sternbild am Himmel findet, wird es es nie vergessen.

Verschiedene Völker könnten unterschiedliche Namen für dieselbe Konstellation haben. Alles hing davon ab, was die Fantasie der Menschen ihnen sagte. So wurde der bekannte Ursa Major sowohl als Kelle als auch als Pferd an der Leine dargestellt. Mit vielen Sternbildern sind erstaunliche Legenden verbunden. Es wäre toll, wenn Mama oder Papa einige davon im Voraus lesen und sie dann dem Baby noch einmal erzählen würden, indem sie mit ihm auf die leuchtenden Punkte blicken und versuchen würden, die legendären Kreaturen zu sehen. Die alten Griechen hatten beispielsweise eine Legende über die Sternbilder Ursa Major und Ursa Minor. Der allmächtige Gott Zeus verliebte sich in die schöne Nymphe Callisto. Als Zeus' Frau Hera davon erfuhr, wurde sie furchtbar wütend und verwandelte Callisto und ihre Freundin in Bären. Callistos Sohn Arax traf auf der Jagd auf zwei Bärinnen und wollte sie töten. Doch Zeus verhinderte dies, indem er Callisto und ihre Freundin in den Himmel warf und sie in leuchtende Sternbilder verwandelte. Und während er warf, hielt Zeus die Bären an den Schwänzen fest. So wurden die Schwänze lang. Und hier ist eine weitere schöne Legende über mehrere Konstellationen gleichzeitig. Vor langer Zeit lebte König Kepheus in Äthiopien. Seine Frau war die schöne Cassiopeia. Sie hatten eine Tochter, die wunderschöne Prinzessin Andromeda. Sie wuchs auf und wurde das schönste Mädchen Äthiopiens. Cassiopeia war so stolz auf die Schönheit ihrer Tochter, dass sie begann, sie mit Göttinnen zu vergleichen. Die Götter wurden wütend und schickten Äthiopien ein schreckliches Unglück. Jeden Tag schwamm ein monströser Wal aus dem Meer, und das schönste Mädchen wurde ihm zum Essen gegeben. Die schöne Andromeda war an der Reihe. Egal wie sehr Kepheus die Götter anflehte, seine Tochter zu verschonen, die Götter blieben hartnäckig. Andromeda war an einen Felsen am Meer gekettet. Doch zu dieser Zeit flog der Held Perseus in geflügelten Sandalen vorbei. Er hatte gerade eine Leistung vollbracht, indem er die schreckliche Gorgone Medusa getötet hatte. Anstelle von Haaren bewegten sich Schlangen auf ihrem Kopf, und einer ihrer Blicke verwandelte alle Lebewesen in Stein. Perseus sah das arme Mädchen und das schreckliche Monster, zog den abgetrennten Kopf der Medusa aus seiner Tasche und zeigte ihn dem Wal. Der Wal verwandelte sich in Stein und Perseus befreite Andromeda. Der entzückte Kepheus gab Perseus Andromeda zur Frau. Und den Göttern gefiel diese Geschichte so gut, dass sie alle ihre Helden in helle Sterne verwandelten und sie an den Himmel setzten. Seitdem findet man dort Cassiopeia, Kepheus, Perseus und Andromeda. Und der Wal wurde zu einer Insel vor der Küste Äthiopiens.

Es ist nicht schwer, die Milchstraße am Himmel zu finden. Es ist mit bloßem Auge deutlich sichtbar. Sagen Sie Ihrem Kind, dass die Milchstraße (so heißt unsere Galaxie) eine große Ansammlung von Sternen ist, die am Himmel wie ein leuchtender Streifen aus weißen Punkten aussieht und einer Milchstraße ähnelt. Die alten Römer führten den Ursprung der Milchstraße auf die Himmelsgöttin Juno zurück. Als sie Herkules stillte, fielen mehrere Tropfen und verwandelten sich in Sterne und bildeten die Milchstraße am Himmel ...

Auswahl eines Teleskops

Wenn sich ein Kind ernsthaft für Astronomie interessiert, ist es sinnvoll, ihm ein Teleskop zu kaufen. Es stimmt, ein gutes Teleskop ist nicht billig. Aber preiswerte Modelle von Kinderteleskopen ermöglichen es dem jungen Astronomen, viele Himmelsobjekte zu beobachten und erste astronomische Entdeckungen zu machen. Mama und Papa müssen bedenken, dass selbst das einfachste Teleskop für ein Vorschulkind eine ziemlich komplizierte Sache ist. Daher kann das Kind erstens nicht auf Ihre aktive Hilfe verzichten. Und zweitens: Je einfacher das Teleskop ist, desto einfacher kann das Baby es bedienen. Wenn sich das Kind in Zukunft ernsthaft für Astronomie interessiert, besteht die Möglichkeit, ein leistungsstärkeres Teleskop zu kaufen.

Was ist also ein Teleskop und worauf sollte man bei der Auswahl achten? Das Funktionsprinzip eines Teleskops basiert nicht auf der Vergrößerung eines Objekts, wie viele Leute denken. Richtiger wäre es zu sagen, dass das Teleskop nicht vergrößert, sondern das Objekt näher bringt. Die Hauptaufgabe eines Teleskops besteht darin, ein Bild eines entfernten Objekts in der Nähe des Beobachters zu erstellen und die Erkennung von Details zu ermöglichen. mit bloßem Auge nicht sichtbar; Die zweite Aufgabe besteht darin, möglichst viel Licht von einem entfernten Objekt zu sammeln und an unser Auge weiterzuleiten. Je größer also die Linse, desto mehr Licht sammelt das Teleskop und desto besser sind die Details der betreffenden Objekte.

Alle Teleskope sind in drei optische Klassen eingeteilt. Refraktoren(Brechungsteleskope) verwenden eine große Objektivlinse als lichtsammelndes Element. IN Reflex In (Spiegel-)Teleskopen übernehmen Hohlspiegel die Rolle einer Linse. Der gebräuchlichste und am einfachsten herzustellende Reflektor wird nach dem Newtonschen optischen Schema hergestellt (benannt nach Isaac Newton, der es als Erster in die Praxis umsetzte). Oft werden diese Teleskope „Newton“ genannt. Spiegellinse Teleskope verwenden sowohl Linsen als auch Spiegel. Dadurch können Sie Bilder in hervorragender Qualität und mit hoher Auflösung erzielen. Die meisten Kinderteleskope, die Sie im Handel finden, sind Refraktoren.

Ein wichtiger Parameter, auf den man achten sollte, ist Linsendurchmesser(Öffnung). Sie bestimmt die Lichtsammelfähigkeit des Teleskops und den Bereich möglicher Vergrößerungen. Gemessen in Millimetern, Zentimetern oder Zoll (z. B. 4,5 Zoll sind 114 mm). Je größer der Durchmesser der Linse ist, desto schwächer sind die Sterne durch das Teleskop zu sehen. Das zweite wichtige Merkmal ist Brennweite. Davon hängt das Öffnungsverhältnis des Teleskops ab (wie in der Amateurastronomie das Verhältnis des Durchmessers der Linse zu ihrer Brennweite genannt wird). Bitte achten Sie auch darauf Okular. Wenn die Hauptoptik (Objektiv, Spiegel oder System aus Linsen und Spiegeln) dazu dient, ein Bild zu erzeugen, dann besteht die Aufgabe des Okulars darin, dieses Bild zu vergrößern. Okulare gibt es in verschiedenen Durchmessern und Brennweiten. Durch den Wechsel des Okulars ändert sich auch die Vergrößerung des Teleskops. Um die Vergrößerung zu berechnen, müssen Sie die Brennweite des Teleskopobjektivs (z. B. 900 mm) durch die Brennweite des Okulars (z. B. 20 mm) teilen. Wir erhalten eine 45-fache Vergrößerung. Für einen unerfahrenen jungen Astronomen reicht dies völlig aus, um den Mond, Sternhaufen und viele andere interessante Dinge zu betrachten. Das Teleskop kann eine Barlow-Linse enthalten. Es wird vor dem Okular angebracht und erhöht dadurch die Vergrößerung des Teleskops. Einfache Teleskope verwenden meist eine doppelte Vergrößerung. Barlowlinse. Damit können Sie die Vergrößerung des Teleskops verdoppeln. In unserem Fall beträgt die Steigerung das 90-fache.

Teleskope werden mit viel nützlichem Zubehör geliefert. Sie können im Lieferumfang des Teleskops enthalten oder separat bestellt werden. Damit sind die meisten Teleskope ausgestattet Sucher. Dabei handelt es sich um ein kleines Teleskop mit geringer Vergrößerung und großem Sichtfeld, das das Auffinden der gewünschten Beobachtungsobjekte erleichtert. Sucher und Teleskop sind parallel zueinander ausgerichtet. Das Objekt wird zunächst im Sucher erkannt und erst dann im Sichtfeld des Hauptteleskops. Fast alle Refraktoren sind ausgestattet Diagonalspiegel oder Prisma. Dieses Gerät erleichtert Beobachtungen, wenn sich das Objekt direkt über dem Kopf des Astronomen befindet. Wenn Sie neben Himmelsobjekten auch terrestrische Objekte beobachten möchten, können Sie darauf nicht verzichten Richtprisma. Tatsache ist, dass alle Teleskope ein auf den Kopf gestelltes Bild empfangen, das in einem Spiegel reflektiert wird. Bei der Beobachtung von Himmelskörpern ist dies nicht besonders wichtig. Aber es ist immer noch besser, irdische Objekte in der richtigen Position zu sehen.

Jedes Teleskop verfügt über eine Montierung – eine mechanische Vorrichtung, mit der das Teleskop auf einem Stativ befestigt und auf ein Objekt ausgerichtet wird. Es kann azimutal oder äquatorial sein. Mit einer Azimuthalterung können Sie das Teleskop horizontal (rechts-links) und vertikal (oben-unten) bewegen. Diese Montierung eignet sich zur Beobachtung sowohl terrestrischer als auch himmlischer Objekte und wird am häufigsten in Teleskopen für unerfahrene Astronomen installiert. Eine andere Art von Montierung, die äquatoriale, ist anders konstruiert. Bei astronomischen Langzeitbeobachtungen verschieben sich Objekte aufgrund der Erdrotation. Dank einer speziellen Vorrichtung ermöglicht die äquatoriale Montierung dem Teleskop, der gekrümmten Bahn eines Sterns über den Himmel zu folgen. Manchmal ist ein solches Teleskop mit einem speziellen Motor ausgestattet, der die Bewegung automatisch steuert. Ein Teleskop auf einer äquatorialen Montierung eignet sich besser für astronomische Langzeitbeobachtungen und Fotografie. Und schließlich ist dieses gesamte Gerät angeschlossen Stativ. Meistens ist es Metall, seltener Holz. Besser ist es, wenn die Beine des Stativs nicht fest, sondern einziehbar sind.

Wie man arbeitet

Etwas durch ein Teleskop zu sehen, ist für einen Anfänger keine so einfache Aufgabe, wie es auf den ersten Blick scheinen mag. Sie müssen wissen, wonach Sie suchen müssen. Diesmal. Sie müssen wissen, wo Sie suchen müssen. Das sind zwei. Und natürlich wissen, wie man aussieht. Das sind drei. Beginnen wir am Ende und versuchen wir, die Grundregeln für den Umgang mit einem Teleskop zu verstehen. Machen Sie sich keine Sorgen darüber, dass Sie selbst nicht sehr gut (oder überhaupt nicht) in der Astronomie sind. Die richtige Literatur zu finden ist kein Problem. Aber wie interessant wird es für Sie und Ihr Kind sein, gemeinsam diese schwierige, aber so spannende Wissenschaft zu entdecken.

Bevor Sie also mit der Suche nach einem Objekt am Himmel beginnen, müssen Sie Ihren Sucher mit Ihrem Teleskop einrichten. Dieses Verfahren erfordert einige Fähigkeiten. Es ist besser, dies tagsüber zu tun. Wählen Sie ein stationäres, gut erkennbares Bodenobjekt in einer Entfernung von 500 Metern bis einem Kilometer. Richten Sie das Teleskop so darauf, dass sich das Objekt in der Mitte des Okulars befindet. Sichern Sie das Teleskop, damit es sich nicht bewegt. Schauen Sie nun durch den Sucher. Wenn das ausgewählte Motiv nicht sichtbar ist, lösen Sie die Einstellschraube des Suchers und drehen Sie den Sucher, bis das Motiv sichtbar wird. Stellen Sie dann mithilfe der Einstellschrauben (Sucher-Feineinstellungsschrauben) sicher, dass das Objekt genau in der Mitte des Okulars positioniert ist. Schauen Sie nun noch einmal durch das Teleskop. Befindet sich das Objekt noch in der Mitte, ist alles in Ordnung. Das Teleskop ist betriebsbereit. Wenn nicht, wiederholen Sie die Einrichtung.

Wie Sie wissen, ist es besser, durch ein Teleskop in einem dunklen Turm irgendwo hoch in den Bergen zu schauen. Natürlich werden wir wahrscheinlich nicht in die Berge gehen. Aber zweifellos ist es besser, die Sterne außerhalb der Stadt (zum Beispiel auf dem Land) zu beobachten, als aus dem Fenster einer Stadtwohnung. Es gibt zu viel überschüssiges Licht und Hitzewellen in der Stadt, die das Bild verschlechtern. Je weiter Sie vom Stadtlicht entfernt sind, desto mehr Himmelsobjekte können Sie sehen. Es ist klar, dass der Himmel so klar wie möglich sein sollte.

Suchen Sie zunächst das Motiv im Sucher. Stellen Sie dann den Fokus des Teleskops ein – drehen Sie die Fokussierschraube, bis das Bild klar wird. Wenn Sie mehrere Okulare haben, beginnen Sie mit der niedrigsten Vergrößerung. Aufgrund der sehr feinen Einstellung des Teleskops müssen Sie sorgfältig durch das Teleskop schauen, ohne plötzliche Bewegungen auszuführen und den Atem anzuhalten. Andernfalls kann die Einstellung leicht schiefgehen. Bringen Sie Ihrem Kind dies sofort bei. Übrigens trainieren solche Beobachtungen die Ausdauer und werden für übermäßig aktive Hektiker zu einer Art psychotherapeutischem Verfahren. Es gibt kaum ein beruhigenderes Mittel, als den endlosen Sternenhimmel zu beobachten.

Je nach Teleskopmodell können Sie dadurch mehrere hundert verschiedene Himmelsobjekte betrachten. Dies sind Planeten, Sterne, Galaxien, Asteroiden, Kometen.

Asteroiden(Kleinplaneten) sind große Gesteinsbrocken, die manchmal Metall enthalten. Die meisten Asteroiden umkreisen die Sonne zwischen Mars und Jupiter.

Kometen- das sind Himmelskörper, die einen Kern und einen leuchtenden Schweif haben. Damit sich Ihr Kind diesen „Schwanzwanderer“ zumindest ein wenig vorstellen kann, sagen Sie ihm, dass sie wie ein riesiger Schneeball aussieht, der mit kosmischem Staub vermischt ist. Durch ein Teleskop erscheinen Kometen als verschwommene Flecken, manchmal mit einem leichten Schweif. Der Schwanz ist immer von der Sonne abgewandt.

Mond. Selbst das einfachste Teleskop kann Krater, Abgründe, Bergketten und dunkle Meere deutlich erkennen. Am besten beobachtet man den Mond nicht bei Vollmond, sondern während einer seiner Phasen. Zu diesem Zeitpunkt können Sie viel mehr Details erkennen, insbesondere an der Grenze von Licht und Schatten.

Planeten. In jedem Teleskop können Sie alle Planeten des Sonnensystems sehen, mit Ausnahme des am weitesten entfernten Planeten – Pluto (er ist nur in leistungsstarken Teleskopen sichtbar). Merkur und Venus haben wie der Mond Phasen, in denen sie durch ein Teleskop sichtbar sind. Auf Jupiter können Sie dunkle und helle Bänder (Wolkengürtel) und einen riesigen Wirbel, den Großen Roten Fleck, sehen. Aufgrund der schnellen Rotation des Planeten verändert sich sein Aussehen ständig. Die vier Helium-Satelliten des Jupiter sind deutlich zu erkennen. Auf dem geheimnisvollen roten Planeten Mars kann man mit einem guten Teleskop die weißen Eiskappen an den Polen erkennen. Auch der berühmte Saturnring, den Kinder gerne auf Bildern betrachten, ist durch ein Teleskop deutlich zu erkennen. Das ist ein erstaunliches Bild. Der größte Satellit des Saturn, Titan, ist normalerweise deutlich sichtbar. Und mit leistungsstärkeren Teleskopen kann man die Lücke in den Ringen (die Cassini-Lücke) und den Schatten erkennen, den die Ringe auf den Planeten werfen. Uranus und Neptun werden als kleine Punkte und in stärkeren Teleskopen als Scheiben sichtbar sein.

Zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter können viele Asteroiden beobachtet werden. Manchmal trifft man auf Kometen.

Sternhaufen. Überall in unserer Galaxie gibt es viele Sternhaufen, die in offene (eine bedeutende Ansammlung von Sternen in einem bestimmten Bereich des Himmels) und kugelförmige (eine dichte Ansammlung von Sternen in Form einer Kugel) unterteilt werden. Beispielsweise verwandelt sich das mit bloßem Auge deutlich sichtbare Sternbild Plejaden (sieben kleine aneinander gedrängte Sterne) im Okular selbst des einfachsten Teleskops in ein funkelndes Feld aus Hunderten von Sternen.

Nebel. Gashaufen sind in unserer Galaxie verstreut. Das sind Nebel. Sie werden normalerweise von nahen Sternen beleuchtet und bieten einen sehr schönen Anblick.

Galaxien. Dies sind riesige Ansammlungen von Milliarden Sternen, separate „Inseln“ des Universums. Die hellste Galaxie am Nachthimmel ist die Andromedagalaxie. Ohne Teleskop sieht es wie ein schwacher, unklarer Fleck aus. Durch das Teleskop sieht man ein großes elliptisches Lichtfeld. Und durch ein leistungsstärkeres Teleskop ist die Struktur der Galaxie sichtbar.

Sonne. Es ist strengstens verboten, die Sonne durch ein Teleskop zu betrachten, es sei denn, es ist mit speziellen Sonnenfiltern ausgestattet. Erklären Sie dies zunächst Ihrem Kind. Dadurch wird das Teleskop beschädigt. Aber das ist nicht so schlimm. Es gibt einen traurigen Aphorismus, der besagt, dass man die Sonne nur zweimal im Leben durch ein Teleskop betrachten kann: einmal mit dem rechten Auge, das zweite Mal mit dem linken. Solche Experimente können tatsächlich zum Verlust des Sehvermögens führen. Und es ist besser, das Teleskop tagsüber nicht zusammengebaut zu lassen, um den kleinen Astronomen nicht in Versuchung zu führen.

Neben astronomischen Beobachtungen ermöglichen die meisten Teleskope auch die Beobachtung terrestrischer Objekte, was ebenfalls sehr interessant sein kann. Aber was noch wichtiger ist: Es sind nicht so sehr die Beobachtungen selbst, sondern die gemeinsame Leidenschaft von Kind und Eltern, gemeinsame Interessen, die die Freundschaft zwischen einem Kind und einem Erwachsenen stärker, voller und interessanter machen.

Klarer Himmel und erstaunliche astronomische Entdeckungen für Sie!

>> Warum leuchten die Sterne?

Warum leuchten die Sterne am Himmel?– Beschreibung für Kinder: Warum sie nachts in verschiedenen Farben hell leuchten, woraus sie bestehen, Oberflächentemperatur, Größe und Alter.

Lassen Sie uns in einer für Kinder verständlichen Sprache darüber sprechen, warum die Sterne leuchten. Diese Informationen werden für Kinder und ihre Eltern nützlich sein.

Kinder Bewundern Sie den Nachthimmel und sehen Sie Milliarden heller Lichter. Stimmen Sie zu, dass es nichts Schöneres gibt als einen leuchtenden Stern. Natürlich lohnt es sich den Kindern erklären dass ihre Anzahl und Helligkeit von Ihrem Wohnort abhängt. In Städten ist es aufgrund der künstlichen Beleuchtung, die das Licht blockiert, schwieriger, helle Sterne zu erkennen. Für die Kleinen Es sollte beachtet werden, dass die Sterne Sonnen wie unsere sind. Wenn Sie in eine andere Galaxie versetzt würden und unsere Sonne betrachten würden, würde sie einem vertrauten Licht ähneln.

Um es klar zu stellen Erklärung für Kinder, Eltern oder Lehrer in der Schule muss uns etwas über die Zusammensetzung der Sterne erzählen. Vereinfacht ausgedrückt handelt es sich um ein rundes leuchtendes Plasma. Es ist so heiß, dass wir uns diese Temperatur kaum vorstellen können. Die Oberfläche eines Sterns wie unserer Sonne ist kühler (5800 Kelvin) als sein Kern (15 Millionen Kelvin).

Sie haben ihre eigene Schwerkraft und geben einen Teil ihrer Wärme an den Weltraum ab. unterscheiden sich in der Größe. Kinder Man muss bedenken, dass es umso weniger existiert, je größer es ist. Unseres ist mittelgroß und lebt seit Millionen von Jahren.

Der Prozess der Wärmenachfüllung beinhaltet Fusion. Die Energie sammelt sich seit Millionen von Jahren im Inneren der Sonne an, ist jedoch instabil und versucht ständig zu entweichen. Sobald es ihr gelingt, an die Oberfläche zu gelangen, entkommt sie in Form des Sonnenwinds in den Weltraum.

Es lohnt sich auch, sich an die Rolle der Lichtgeschwindigkeit zu erinnern. Er bewegt sich, bis er auf ein Hindernis trifft. Wenn wir Sterne sehen, handelt es sich um Licht, das sich in großer Entfernung befindet. Wir können sogar einen Strahl beobachten, der vor Millionen von Jahren von einem leuchtenden Stern gesendet wurde. Müssen den Kindern erklären, dass dies ein wichtiger Moment ist, denn er musste viele Hindernisse überwinden, um zu uns durchzubrechen.

Wenn Sie also die leuchtenden Sterne betrachten, sehen Sie buchstäblich die Vergangenheit. Wenn wir dorthin gelangen könnten, würden wir feststellen, dass sich schon vor langer Zeit alles verändert hat. Darüber hinaus könnten einige sogar sterben und zu einem Weißen Zwerg oder einer Supernova werden.

Die Sterne leuchten also, weil sie eine Energiequelle sind, die über einen riesigen heißen Kern verfügt, der Energie in Form eines Lichtstrahls an das Universum abgibt. Jetzt verstehen Sie, warum die Sterne leuchten. Nutzen Sie unsere Fotos, Videos, Zeichnungen und beweglichen Modelle online, um die Beschreibung und Eigenschaften von Weltraumobjekten besser zu verstehen.

In der Antike dachten die Menschen, die Sterne seien die Seelen lebender Menschen oder Nägel, die den Himmel hielten. Sie fanden viele Erklärungen dafür, warum die Sterne nachts leuchten, und die Sonne galt lange Zeit als ein völlig anderes Objekt als die Sterne.

Das Problem thermischer Reaktionen in Sternen im Allgemeinen und auf der Sonne, dem uns am nächsten liegenden Stern im Besonderen, beschäftigt Wissenschaftler in vielen Bereichen der Wissenschaft seit langem. Physiker, Chemiker und Astronomen versuchten herauszufinden, was zur Freisetzung thermischer Energie begleitet von starker Strahlung führt.

Chemiker glaubten, dass in Sternen exotherme chemische Reaktionen ablaufen, die zur Freisetzung großer Wärmemengen führen. Die Physiker waren sich nicht einig, dass in diesen kosmischen Objekten Reaktionen zwischen Substanzen stattfinden, da über Milliarden von Jahren keine Reaktion so viel Licht erzeugen konnte.

Als Mendeleev seine berühmte Tabelle schrieb, begann eine neue Ära in der Erforschung chemischer Reaktionen – radioaktive Elemente wurden gefunden und bald waren es die radioaktiven Zerfallsreaktionen, die die Hauptursache für die Strahlung von Sternen waren.

Die Debatte hörte für eine Weile auf, da fast alle Wissenschaftler diese Theorie als die geeignetste erkannten.

Moderne Theorie über Sternstrahlung

Im Jahr 1903 wurde die bereits etablierte Idee, warum Sterne leuchten und Wärme abgeben, vom schwedischen Wissenschaftler Svante Arrhenius auf den Kopf gestellt, der die Theorie der elektrolytischen Dissoziation entwickelte. Nach seiner Theorie sind Wasserstoffatome die Energiequelle in Sternen, die sich miteinander verbinden und schwerere Heliumkerne bilden. Diese Prozesse werden durch starken Gasdruck, hohe Dichte und Temperatur (etwa fünfzehn Millionen Grad Celsius) verursacht und finden im Inneren des Sterns statt. Diese Hypothese wurde von anderen Wissenschaftlern untersucht, die zu dem Schluss kamen, dass eine solche Fusionsreaktion ausreicht, um die enorme Energiemenge freizusetzen, die Sterne produzieren. Es ist auch wahrscheinlich, dass die Wasserstofffusion dazu führen würde, dass Sterne mehrere Milliarden Jahre lang leuchten.

Bei einigen Sternen ist die Heliumsynthese beendet, sie leuchten jedoch weiter, solange sie über genügend Energie verfügen.

Die im Inneren von Sternen freigesetzte Energie wird in die äußeren Bereiche des Gases, an die Oberfläche des Sterns, übertragen und beginnt dort in Form von Licht auszustrahlen. Wissenschaftler gehen davon aus, dass Lichtstrahlen viele Zehntausende oder sogar Hunderttausende von Jahren von den Kernen der Sterne bis zur Oberfläche wandern. Danach erreicht die Strahlung die Erde, was ebenfalls viel Zeit in Anspruch nimmt. So erreicht die Strahlung der Sonne unseren Planeten in acht Minuten, das Licht des zweitnächsten Sterns Proxima Centrauri erreicht uns in mehr als vier Jahren und das Licht vieler Sterne, die mit bloßem Auge am Himmel sichtbar sind ist mehrere tausend oder sogar Millionen Jahre gereist.

Jeder Stern ist eine riesige leuchtende Gaskugel, wie unsere Sonne. Ein Stern leuchtet, weil er eine enorme Energiemenge freisetzt. Diese Energie entsteht durch sogenannte thermonukleare Reaktionen.

Jeder Stern ist eine riesige leuchtende Gaskugel, wie unsere Sonne. Ein Stern leuchtet, weil er eine enorme Energiemenge freisetzt. Diese Energie entsteht durch sogenannte thermonukleare Reaktionen.Jeder Stern enthält viele chemische Elemente. Beispielsweise wurde das Vorhandensein von mindestens 60 Elementen auf der Sonne entdeckt. Darunter sind Wasserstoff, Helium, Eisen, Kalzium, Magnesium und andere.
Warum sehen wir die Sonne so klein? Ja, weil es sehr weit von uns entfernt ist. Warum sehen Sterne so winzig aus? Denken Sie daran, wie klein uns unsere riesige Sonne vorkommt – gerade einmal so groß wie ein Fußball. Das liegt daran, dass es sehr weit von uns entfernt ist. Und die Sterne sind viel, viel weiter weg!
Sterne wie unsere Sonne erhellen das Universum um sie herum, wärmen die Planeten um sie herum und geben Leben. Warum leuchten sie nur nachts? Nein, nein, tagsüber leuchten sie auch, nur sieht man sie nicht. Tagsüber erleuchtet unsere Sonne mit ihren Strahlen die blaue Atmosphäre des Planeten, weshalb der Weltraum wie hinter einem Vorhang verborgen ist. Nachts öffnet sich dieser Vorhang und wir sehen die ganze Pracht des Weltraums – Sterne, Galaxien, Nebel, Kometen und viele andere Wunder unseres Universums.