Глава Първа : Слънце
СТРОЕЖ НА СЛЪНЦЕТО
Слънцето представлява нажежено плазмено кълбо, което условно се разделя на вътрешна област и атмосфера. Вътрешността на Слънцето не може да се наблюдава пряко. За нейната структура дават представа теоретични модели, основаващи се на експерименталните наблюдения.
В ядрото на Слънцето, което се простира до разстояние 0.3R
от центъра, в хода на реакциите на термоядрен синтез (4 водородни ядра се сливат в едно хелиево) се генерира неговата енергия. Извън ядрото, енергията се пренася от лъчението. Зоната, в която става това, наречена зона на лъчисто пренасяне (радиоактивна зона), се намира в областта от 0.3R
до 0.7R
.
От 0.7R
до повърхността енергията се пренася от движението на самото вещество. Там горещият газ се издига нагоре със скорост няколко километра в секунда, достига повърхността и се охлажда, излъчвайки светлинната си енергия в пространството. Охладен, газът става по-плътен и потъва обратно надолу, където отново се нагрява. Това циклично движение на слънчевото вещество представлява конвекция, затова областта, където енергията се пренася по този начин се нарича конвективна зона.
Наблюдаемата “повърхност” на Слънцето се намира непосредствено над конвективната зона и се нарича фотосфера Нейното название произхожда от гръцките думи φωτος - светлина, и σφαιρα – сфера, и означава буквално сферата, която изпуска светлина. Тя е тънък газов слой с дебелина около 500 km и в действителност представлява най-дълбоката вътрешна част от слънчевата атмосфера - относително плътна и непрозрачна, и излъчва по-голямата част от слънчевото лъчение. Обикновено се наблюдава визуално или се фотографира с помощта на оптически уреди - фотосферни телескопи.
При визуално наблюдение, фотосферата се вижда като рязко ограничен кръгов диск с яркост, намаляваща от центъра към края на Слънцето, наречен ръб или лимб. Това се обяснява с нарастването на температурата във фотосферата в дълбочина. Вследствие на това интензивността на излъчване в краищата на видимия диск е по-малка от тази в центъра, защото светлината, идваща от видимия край на слънчевия диск идва от по-високи и по-хладни участъци на фотосферата.
Ако разгледаме Слънцето с телескоп ще забележим, че повърхността на фотосферата е нееднородна. Тя се състои от отделни “зрънца” – гранули с видими размери 1 - 1,5”, което отговаря на 700 - 1000 km. Картината на гранулацията непрекъснато се изменя. Времето на живот на всяка гранула е 5 - 10 минути, след което изчезва и на нейно място се появява нова. Гранулацията е проява на разположената под фотосферата конвективна зона, където се извършва активно смесване на веществото Във фотосферата се появяват и развиват слънчевите петна и групите от слънчеви петна
В по-високите слоеве температурата започва да нараства. Отначало започва бавно покачване до достигане на няколко десетки хиляди градуса, съпроводено с йонизация на водорода, а след това и на хелия. Тази част от слънчевата атмосфера се нарича хромосфера. Когато Луната при пълно слънчево затъмнение закрие фотосферата, близо до точките на контакта се появява блестящия розов сърп на хромосферата. Ширината на този сърп дава непосредствена представа за размерите на хромосферния слой (12 - 15 000km). На височина приблизително 2000 km се появяват “колони” уплътнен газ – спикули с температура не повече от 20 000 К. На височина те достигат 7 - 12 000 km, а на ширина до 1000 km. Движат се нагоре със скорост 20 m/s и се разтварят в короната.
В горните слоеве на хромосферата, температурата рязко нараства до около 1 млн градуса. Тук започва най-външната и разредена част на слънчевата атмосфера, наречена слънчева корона. Причината за споменатото нарастване на температурата са акустичните (звукови) вълни, възникващи във фотосферата, като резултат от движението на елементите на конвекция. Яркостта на слънчевата корона е милиони пъти по-малка от фотосферната и не превишава яркостта на Луната в пълнолуние, затова короната на Слънцето може да се наблюдава само по време на пълно слънчево затъмнение или с коронограф. Короната няма резки очертания и е с неправилна форма, която силно се изменя с течение на времето. Яркостта й намалява десетки пъти с отдалечаване от слънчевия диск. Най-ярката й част е отдалечена на не повече от 0.2 – 0.3R
. Тя се нарича вътрешна корона, а останалата част – външна корона.
Частиците във външната корона се движат толкова бързо, че гравитационното поле на Слънцето не може да ги удържи. В резултат плазмата в короната се устремява в междупланетното пространство във всички посоки, до разстояния отвъд земната орбита, със скорост стотици km/s. Тази плазма наричаме слънчев вятър. Потокът електромагнитно излъчване, частици и магнитни полета, идващ от Слънцето, е основният източник на информация, от който черпим данни за създаването на съвременната представа за Слънцето като звезда и нейното енергетично въздействие върху Земята.
Глава Втора : ЗВЕЗДИ
Какво е това ЗВЕЗДА?
Звездите са безкрайно много. Никой не може точно да каже колко звезди съществуват, още повече че те постоянно се раждат и умират. Може само приблизително да се каже, че в нашата Галактика те са около 150 000 000 000, а във Вселената - неизвестен брой в милиардите галактики… Но е известно колко точно звезди могат да се видят с невъоръжено око - около 4500. Освен това, ако зададем дадена граница от яркости на звездите, достъпни за окото, можем да назовем още по-точно това число. И така, какво е звездата?
Звездите са нажежени газови кълба. Температурата на повърхността им е различна - при някои може да достигне до 30 000К, а при други само 6000К. Говорейки за повърхност на звездите, имаме предвид само видимата им повърхност, тъй като звездите нямат твърда кора. Звездите са много павече от планетите, но главното за тях е, че са много по-масивни. Във Вселената има странни звезди, имащи типични за планетите размери, но многократно превишаващи ги по маса. Има звезди, стотици пъти превишаващи по размер Слънцето и звезди, също толкова пъти по-малки от него. Звездите много силно се различават една от друга по плътност.
И така, зваздите са много масивни. Масата на Слънцето е 2х1030 кг. Такова огромно количество вещество започва да се свива от силите на гравитационното привличане. За да успеят звездите да запазят своя обем и размери, са необходими сили, които да се противопоставят на силите на гравитационното свиване.
Газът, от който основно са съставени звездите е водород. При тези високи температури, атомите на водорода не могат да останат цели. Те загубват своите електрони, в резултат на което се получава особен вид газ, състоящ се от протони и неутрони - той се нарича плазма. Звездата се стреми да се свие под действието на гравитационните сили, в резултат на което се повишава температурата в централните й части до милиони и десетки милиони градуси. При тези условия, в плазмата започват да възникват реакции, различни от химическите - т.нар. ядрени. В резултат от сложните процеси, четири ядра на водорода и два електрона образуват ядро на нов химичен елемент - хелий. Тази реакция на образуване на тежки ядра от по-леки се нарича ядрен синтез. Като следствие от тази реакция се отделя енергия, чието излъчване създава налягане, уравновесяващо силите, свиващи звездата.
Ето защо звездите не се свиват, въпреки голямата си маса. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-силно тя се стреми да се свие, повече се нагряват вътрешните й слоеве, по-бързо и по-често протичат ядрените й реакции, отделя се повече енергия, в резултат на което звездата е по-ярка.
Както е известно, с увеличаване на температурата на даден метал, отначало той започва да свети с червена светлина, после с жълта и накрая с бяла. Така е и със звездите. Червените са най-хладни, а белите и сините - най-горещи. Цвета на звездите съответства на отделената в ядрото й енергия, а интензивността на излъчването зависи от масата й. Следователно тежките звезди са горещи и бели, а леките - червени и относително хладни. Сега знаем, че най-високите температури съответстват на сините звезди, а най-ниските на червените. Температурата в ядрата на звездите е много по-висока.
Енергията излъчвана от звездите е толкова голяма, че ние можем да ги виждаме независимо от това, че те са на огромни разстояния от нас - десетки, стотици, дори хиляди светлинни години. Според съвременните представи, излъчваната енергия от звездите предизвиква намаляване на тяхната маса. В този смисъл трябва да разбираме, че енергия и маса са едно и също нещо. Слънцето например всяка секунда губи милиони тонове от масата си. Но за 5 милиарда години от своето съществуване то е изразходвало едва половината от съдържащото се в недрата ядрено гориво.
Възниква въпросът - кои звезди живеят по-дълго, тези които имат голяма маса и се характеризират с голяма скорост на протичане на ядрените реакции, или тези, които са с малка маса и излъчват малко енергия? Оказва се, че скоростта на протичане на ядрения синтез е пропорционална на масата на звездата на четвърта степен. Следователно, масивните звезди изгарят по-бързо от по-малко масивните. Най-тежките изгарят всичкия си водород за няколко стотици хиляди години, а леките червени звезди могат да светят в течение на няколко десетки милиарда години.
Основният извод е, че много от характеристиките на звездите зависят до голяма степен от тяхната маса. Много масивните звезди имат големи температури на повърхността и в ядрата си. Те бързо изгарят своето ядрено гориво - водорода - от който основно са изградени. За това коя от две звезди е по-масивна можем да съдим по нейния цвят - сините са по-тежки от белите, белите от жълтите, жълтите от оранжевите, оранжевите от червените.
Променливи
Огромна част от звездите светят с неизменен блясък. Има обаче звезди, чийно блясък се мени. В част от случаите промените на блясъка се дължи на външни причини. В останалите случаи промените на блясъка се дължат на физични процеси в самите звезди, възникнали в следствие на нарушено равновесие. Такива звезди наричаме променливи. Те биват два вида - пулсиращи и катаклизмични.
Изменението на блясъка при пулсиращите променливи се дължи на пулсиране - увеличаване и намаляване радиуса на звездата. То се появява при нарушаване на динамичното равновесие в звездата на определен стадий от нейната еволюция. С изменение на радиуса се изменя и температурата на повърхността. Най-известни периодични пулсиращи променливи звезди са цефеидите. Това са звезди свръхгиганти, видими на огромни разстояния. Периодите на цефеидите са от 1 ден до няколко десетки денонощия, температурата им е около 6000К. Колкото по-голяма е светимостта на цефеидите, толкова по-бавно пулсират те. Тази зависимост се нарича "период-светимост".
Не всички променливи звезди изменят блясъка си периодично. Сред десетките хиляди известни в момента променливи звезди голяма част не са нито пулсиращи, нито периодични. Колебанията на блясъка им имат случаен, неправилен халактер. Но, макар и рядко се наблюдават звезди, които внезапно и рязко увеличават светимостта си. Изследванията показват, че тези звезди се взривяват и затова ги наричат катаклизмични или избухващи звезди. Звездите, които избухват особено силно са наречени нови звезди.
Нови
При избухването на една нова тя бързо увеличава размерите си, изхвърля вещество и се освобождава огромно количество енергия. Новите звезди за няколко денонощия увеличават светимостта си около 10 000 пъти. След избухването блясъкът им бавно, в продължение на месеци намалява до стойността, която е имал преди това. Името на тези звезди идва от древността, когато се е смятало, че избухвания от този вид са доказателство за зараждаща се нова звезда.
Свръхнови
Взривовете на новите звезди не са най-грандиозните катастрофи в Галактиката. Многократно ги превъзхожда едно изключително рядко явление - експлозията на свръхнова звезда. Наричат се така, защото при експлозията им се отделя хиляди пъти повече енергия, отколкото при новите. Взривовете на свръхновите са резултат от най-мощните физични процеси, които се наблюдават в света на звездите. При такъв взрив само за няколко седмици се отделя толкова енергия, колкото Слънцето може да излъчи едва за 1 млрд. години! Най-важното свойство на свръхновите е тяхното мощно радиоизлъчване, което ги прави гигантски естествени радиостанции. След експлозията и новите, и свръхновите се превръщат в звезди, чийто строеж е съвършено различен от този, който са имали преди - новите стават бели джуджета, а свръхновите - неутронни звезди.
Червени гиганти
Голямото количество енергия, освободена при ускореното изгаряне на водород и от самото гравитационно свиване, разширява звездата до гигантски размери. Нейната плътност, с изключение на ядрото, става много малка. Поради разширяване температурата на външните слоеве на звездата се понижава, а цветът й става червен. Звездата се превръща в огромен и сравнително студен, но ярък поради гигантската излъчваща площ обект - червен гигант.
Планетарни мъглявини
Когато една звезда с масата на Слънцето изчерпи и хелия в недрата си, настъпва последния етап от живота й като червен гигант. Поради нарушилото се отново равновесие тя изхвърля навън част от веществото си. Най-външният слой на звездата, състоящ се от водород, отлита в пространството във вид на прозрачна разширяваща се газова обвивка. Тя се нарича планетарна мъглявина и има размери, достигащи след време до около 1 ly.
Cassiopeia
M1
NGC 2346
9839
M27
NGC 6543a
Бели джуджета
Когато звездата е изхвърлила вече обвивката си и е изчерпала целия си запас от ядрено гориво, тя не може повече да противостои на гравитационните сили и започва отново бързо да се свива (този процес се нарича гравитационен колапс). В зависимост от масата на звездата, която е останала, гравитационния колапс довежда до различни крайни стадии в еволюцията на звездите. Единият от тях е стадият на белите джуджета. Той се реализира при сравнително малки маси. Гравитационното свиване предизвиква силно повишаване на температурата и налягането, което довежда до намаляване обемът на звездата, достигайки размерите на планета като Земята. Плътността на веществото е огромна. Белите джуджета светят само за сметка на тяхната вътрешна енергия. Малката им светимост се дължи на малките им размери. Белите джуджета постепенно изстиват и процесът на изстиване е толкова бавен, че за цялото време на съществуване на Вселената, нито едно бяло джудже не е успяло да изстине напълно. Може да се каже, че белите джуджета представляват "гробници" на изгоряла материя, която повече не участва в никакъв кръговрат - тя остава погребана завинаги в недрата на тези мъртви звезди, които нямат вече източници на вътрешна енергия.
Неутронни звезди
Звездите еволюират практически еднакво, макар че им е нужно различно време за да достигнат до края на живота си. Но крайният стадий на еволюцията им до окончателната им смърт силно зависи от тяхната маса. Звездите с малка маса се превръщат в бели джуджета. По-масивните звезди умират значително по-ефектно. Ако масата на една звезда е голяма, тя просто не може да се превърне в бяло джудже. Налягането на електронния газ вече не може да удържи колапса на огромното количество материя, породен от гравитационните сили. Свиването продължава с все по-голяма скорост и размерите на звездата намаляват хиляди пъти за по-малко от 1 секунда! Звездните недра се нагряват до стотици милиарди градуса и се стига до катастрофа - звездата се взривява като свръхнова.
Голяма част от материята на звездата излита в околното пространство, а в остатъка след взрива протичат особени реакции. Там не само атомите, но и техните ядра се разпадат - получават се свободни протони и неутрони. Протоните се свързват със свободните електрони и се превръщат също в неутрони. Образува се звезда, състояща се само от неутрони. В определен момент на колапса налягането на неутроните достига стойност, която създава сила на натиск, достатъчно да уравновеси гравитационните сили. Така звездата отново стига до равновесие.
Неутронните звезди са последен стадий от еволюцията на звезда, чийто остатък след взрива има не голяма маса. Най-масивните звезди в Галактиката също умират чрез взрив на свръхнова, но след него остава ядро с много по-голяма маса. Налягането на неутроните вече не е достатъчно, за да уравновеси гравитационните сили и колапсът на такова ядро не може да бъде спрян повече от нищо. Този неограничен колапс поражда удивителни обекти, наречени черни дупки. Те са толкова плътни, че почти изчезват от нашия поглед. Материята в тях загубва завинаги контакт с останалата Вселена.
Пулсари
Неутронните звезди са изключително компактни обекти - размерите им не надвишават 10-20 км. Плътността им е гигантска. Освен компактните размери и колосалните плътности, неутронните звезди се характеризират с бързо въртене и силно магнитно поле. Те се въртят много бързо именно защото размерите им са толкова малки. Звездата прави един оборот около оста си за части от секундата. Интензитетът на магнитното поле също нараства след колапса стотици милиони пъти.
Следователно неутронните звезди представляват компактни, масивни и свръхплътни въртящи се магнити. Както при Земята, така и при неутронните звезди магнитната ос може да не съвпада с оста на въртене. Затова един наблюдател ще вижда излъчването на неутронните звезди не непрекъснато, а на импулси - само когато при въртенето си магнитната ос се обръща към него т.е. неутронните звезди проблясват подобно на морски фарове, поради което се наричат още пулсари.
Черни дупки
Черните дупки представляват обекти, в които концентрацията на маса поражда толкова интензивно гравитационно поле, че нищо не може да го преодолее. При колапса на ядрата на най-масивните звезди интензитетът на гравитационното поле нараства неимоверно и изкривяването на пространството става съществено. Накрая, когато ядрото се свие до размер 3-5 км, пространството се "затваря". Звездата изчезва от Вселената - остава само една изключително силно изкривена област от пространството.
Фотоните, излъчвани от колапсиралия обект, не могат да го напуснат и не достигат до наблюдателя - тези обекти са невидими и затова са "черни". Гравитационните сили на тяхната повърхност са толкова големи, че всяко тяло пада върху тях като в "дупка" - ето откъде е и тяхното наименование.
Още през 1795 г. е достигнато до извода, че светлината не може да напусне едно тяло, ако то е достатъчно масивно или е достатъчно силно свито. Съществува определен критичен размер и всяко тяло, което го достигне, ще се превърне в черна дупка.
Черните дупки се наблюдават много трудно. Всъщност можем да наблюдаваме само областите около черните дупки, където падащото вещество се ускорява до такава степен, че образувалите се акреционни дискове излъчват кванти с много висока енергия.
Двойни звезди
При по-внимателно изследване можете да забележите, че немалка част от звездите на небето се групират в двойки. Обаче не всеки две звезди, които виждаме една до друга, са свързани в една система. Някои от тях случайно се проектират върху небесната сфера близо една до друга и тяхната двойственост е само видима. Такива звезди се наричат оптично-двойни. Има обаче и звезди, които не само видимо, но и в действителност са близо една до друга в пространството. Такива звезди се наричат физично-двойни, понеже са свързани в двойна система от гравитационните сили. Под действието на гравитацията те обикалят около общ център на тежестта, като по-масивната от двете се нарича главна звезда, а другата - спътник.
Повече от половината звезди в Галактиката влизат в състава на двойни (или кратни - с повече от две звезди) системи.
Две звезди образуват тясна двойна система, ако разстоянието между тях е сравнимо с радиусите им. Те не само се движат около общ център на тежестта, но и обменят вещество помежду си. Около всяка от двете звезди има зона, в която преобладава нейното собствено гравитационно поле. Изтичането на вещество става през точката, в която двете области се допират (нарича се точка на Лагранж). Обмяната на веществото в тясна двойна система съществено влияе върху характера на по-нататъшната еволюция на двете звезди.
Звездни купове
Даже с невъоръжено око на небето могат да се забележат няколко места, в които звездите се струпват на едно място и образуват звездни купове. По външният си вид се делят на разсеяни и кълбовидни. Разсеяните звездни купове съдържат от няколко десетки до няколко стотин звезди, без тези звезди да са концентрирани към някаква точка.
Кълбовидните звездни купове имат сферична или слабо елиптична форма и съдържат стотици хиляди звезди, чиято концентрация се увеличава към центъра на купа.
Звездните купове и двойните системи имат голямо значение за изследване еволюцията на звездите. Звездите в един куп, както и в една двойна система, са се образували едновременно от едно и също вещество. И ако сега има разлика между тях, тя се дължи не на различната им възраст, а на разлика в техните характеристики при образуването.
Разсеян звезден куп
Кълбовиден звезден куп
Глава Трета : ВСЕЛЕНА
Изследването на възникването на Вселената е част от изследването на самата Вселена, разглеждана като цяло. Всичко това е предмет на Космологията - науката, която изучава строежя и развитието на Вселената. За разлика от другите дялове на астрономията в Космологията в много по-голяма степен се налага използването на задълбочени теоретични разработки, съчетани с максималните възможности на астрономията за наблюдаване на широка гама от космически обекти.
Въпросите, които разглежда Космологията са фундаментални. Намира ли се Вселената в своето детство, или е в зряла възраст? Как ще се развива тя в бъдеще? Ще има ли край нейният живот, или не? Изясняването на въпросите, как е произлязла Вселената и как се развива тя във времето, е свързано (казано най-общо) и с немаловажния за човечеството въпрос, как сме се появили ние и как ще се развиваме в бъдеще.
Тъй като данните от наблюдения на Вселената не са изчерпателни, Космологията си служи с модели. За да се разбере строежът на Вселената, са необходими някои допускания, най-главното от които се нарича космологичен принцип. Този принцип постулира, че в голям мащаб, навсякъде и по всяко време Вселената е еднаква. Той ни позволява да построим теория, която да описва цялата Вселена, включително и тези далечни нейни участъци, които не можем да наблюдаваме.
Да започнем с проблема за размерите на Вселената. Първият, който потърси едно съвременно решение, беше Нютон, като въз основа на закона за всемирното привличане, открит от самия него, стигна до заключението, че Вселената не може да бъде крайна, иначе би трябвало цялата да "пада" бързо към центъра си. През миналия век Х. В. Олберс показа, че Вселената не може да бъде и безкрайна и да съдържа навсякъде звезди и галактики, тъй като тогава нощното небе би трябвало да е много светло, дори по-светло от дневното и самото Слънце би се сляло с него.
Айнщайн предположи, че пространството не е евклидово (плоско), а крайно и с положителна кривина, т.е. такова, че да се затваря като сфера. Фактът, че пространството е крайно, не означава, че то е и ограничено.
Не веднъж се питахме как така всички галактики бягат от нас със скорости, нарастващи пропорционално на разстоянието, какво ги тласка и докъде ще стигнат в този шеметен бяг. Наличието на закривено пространство ни предлага сега една интерпретация, която впрочем би могла да важи и за неизкривено пространство. Не галактиките са тези, които бягат в пространството, а самото пространство, в което те се намират, се разширява. Всички галактики са неподвижни, а Вселената се разширява, като ги увлича със себе си. Ето защо оставаме с впечатлението, че се намираме в центъра на разширяването, и виждаме всички галактики да бягат от нас със скорост, пропорционална на разстоянието!
За да изясним по-добре тази мисъл, да се върнем отново към примера със сферата. Да си представим, че нарисуваме върху балон много черни точки на еднакви разстояния една от друга и започнем да го надуваме. Черните точки ще се раздалечават помежду си в еднаква степен, тъй като разтягането на балона е равномерно. Да си представим сега, че върху една от тези точки стои някакво насекомо, което не знае, че се намира върху балон, който се раздува, но вижда точките около себе си. Е добре, това насекомо ще смята, че е неподвижно, докато всички останали точки се отдалечават от тази, върху ноято се намира, и то ще има усещането, че най-далечните бягат най-бързо точно както става с другите галактики по отношение на нашата.
Тази интерпретация носи в себе си едно следствие: ако е вярно, че Вселената се разширява непрекъснато, това очначава, че в миналото трябва да е била много по-малка отсега. Дори трябва да е имало епоха, в която веществото, което днес е разпръснато в неизброимите галактики, звезди, мъглявини и планети, е било изцяло концентрирано в един относително ограничен обем.
Глава Четвърта : Съзвездия
От най-стари времена хората са се опитвали да групират звездите по небето, за да запомнят по-лесно разположението им и да се ориентират по тях. Тези групи звезди били наречени съзвездия. Най-бляскавите звезди от всяко съзвездие още в древността са били свързвани с въображаеми линии, образуващи лесно запомнящи се фигури. Цялото небе е разделено на 88 съзвездия. Под съзвездие разбираме област от небето, оградена с условни граници. Всички космически обекти, които се виждат от Земята в пределите на тези граници, се отнасят към съответното съзвездие независимо от истинските им размери и от разстоянията до тях.
Най-забележимите съзвездия носят имената си от дълбока древност. Повечето от тях са свързани с гръцката митология - Орион, Андромеда, Касиопея, Цефей, Пегас и др. Някои съзвездия носят имената на предмети - според фигурите, образувани от влизащите в тях звезди - Триъгълник, Стрела и др. Във всяко съзвездие ярките звезди се означават по реда на буквите от гръцката азбука (a , b , g и т.н.). Например Полярната звезда е a от съзвездието Малка мечка. По-ярките звезди имат и собствени имена, които в голямото си мнозинство са арабски. Така a от съзвездието Лира се нарича Вега, a от съзвездието Орел е Алтаир и т.н.
Глава Пета : Планети
Планетите
Планетата е голямо космическо тяло, което се върти около звезда и отразява нейната светлина. Открити са девет планети в нашата Слънчева система. Меркурий, Венера, Земя и Марс са планети, разположени сравнително близо до Слънцето. Те са скалисти планети. По-отдалечени от Слънцето са планетите Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон, които представляват огромни кълба газ. Най-отдалечена от Слънцето е Плутон. Тя е и най-малката планета, цялата покрита с лед. Всичките девет планети обикалят около Слънцето в различни орбити.
--------------------------------------------------------------------------------
Меркурий - планетата, която е най-близо до Слънцето
Температурата на Меркурий е много висока.
Меркурий е втората по големина планета в нашата слънчева система. Единствено Плутон е по-малка от нея. По размер Меркурий е приблизително колкото нашата Луна. Тя е много близо до Слънцето и обикаля около него по-бързо от всяка една друга планета. От Земята, Меркурий може да се види точно преди изгрев или точно след залез слънце, но не и посред нощ. Това е така, тъй като Меркурий винаги се приближава до Слънцето когато се вижда от Земята. Меркурий има много тънка атмосфера. Хора не биха могли да живеят там. По повърхността на Меркурий има дупки, които са резултат от удари с метеорити и астероиди.
--------------------------------------------------------------------------------
Венера - близнак на Земята
Венера се нарича още Вечерница, тъй като се вижда най-ярко от Земята.
Венера и Земята са почти еднакви по размер. Венера е най-близко разположена до нашата планета, но на нея няма океани и човешки същества както на Земята. През деня на Венера става толкова топло, че може да се разтопи оловно гюлле. На тази част, която е обърната към Слънцето температурата достига до 484 градуса по Целзий. Повърхността на Венера е покрита с плътни, бързодвижещи се облаци. Тези облаци задържат топлината и затова на Венера е толкова горещо. Също така облаците отразяват слънчевата светлината и поради тази причина Венера се вижда толкова ярко от Земята. По повърхността на Венера има много кратери, които са вседствие от удари на метеорити и астероиди с планетата. На Венера има и вулкани. Венера е уникална по това, че се върти в посока, обратна на всички останали планети.
--------------------------------------------------------------------------------
Земя - водната планета
70 процента от повърхността на Земята са покрити с вода. Останалите 30 процента са планини, вулкани, пустини, равнини и долини.
Ние живеем на планетата Земя. Тя е единствената известна ни планета, на която има живот. Земята е трета по отдалеченост от Слънцето. Нейната атмосфера е съставена от много и различни газове, като основните са азот и кислород. Тази атмосфера ни дава въздух да дишаме. Земята обикаля около Слънцето, като прави една пълна обиколка за една година (365 1/4 дни). Също така Земята се върти около своята ос, като за едно пълно завъртане е необходим един ден. Оста на Земята не е права от горе до долу, а е леко наклонена. Този наклон дава възможността да съществуват различни сезони, в противен случай температурата би била една и съща през цялата година.
--------------------------------------------------------------------------------
Марс - червената планета
Някои от метеоритите, открити на Земята са точно парчета от планетата Марс.
Дори и в най-топлите дни на Марс е много студено. В горния и долния край на планетата се намират полюсите. Когато на Марс е зима полюсите са покрити с лед. На Марс са кацали космически сонди. Те са провели експерименти с повърхността и атмосферата на Марс. Почвата съдържа глина, богата на желязо. Именно желязото придава на Марс червения цвят. По повърхността й има много кратери, които са вседствие от удари на метеорити и астероиди с планетата. На Марс се намират едни от най-високите вулкани и едни от най-дълбоките долини в нашата слънчева система. Марс има две луни, които имат необичайна форма. Учените считат, че тези луни някога са били астероиди, привлечени от гравитацията на Марс.
--------------------------------------------------------------------------------
Юпитер - най-голямата планета
Юпитер е толкова голяма, че всички останали планети от слънчевата система биха могли да се съберат в нея.
Юпитер е огромна планета, съставена от газове, на което се дължи ежедневната промяна на цвета й. Основните газове са водород и хелий. Юпитер отдава два пъти повече топлина, отколото приема от Слънцето. Тя свети много ярко през нощта девет месеца в годината, когато се намира най-близо до Земята. Атмосферата на Юпитер представлява голямо количество въртящи се газове. Най-големия участък от въртящи се газове наподобява ураганна буря. В атмосферата на Юпитер се наблюдава и сноп светлина (светкавица) - това е пръстена около планетата. Известни са 16 луни около Юпитер, но те може би са повече. На една от луните, Йо, има действащи вулкани и там е много горещо.
--------------------------------------------------------------------------------
Сатурн - планетата с пръстени
Когато се наблюдава с телескоп, Сатурн е една от най-красивите гледки в нощното небе. Прилича на голямо кълбо, обкръжено с пръстени.
Сатурн е огромна планета, съставена от газове, която се върти много бързо около своята ос. Върти се толкова бързо, че изглежда плоска от горе и от долу и изпъкнала по екватора. В атмосферата на Сатурн духат ветрове със скорост повече от 1800 км/час. Белите петна най-вероятно представляват силни бури. Сатурн е заобиколена от над 1000 пръстена, съставени от лед и прах. Някои от пръстените са много тънки, а някои - много дебели. Частиците в пръстените варират от големината на леща до големината на къща. Учените смятат, че тези частици са резултат от разрушения от луните, които обикалят около Сатурн. Когато комети и метеорити се сблъскат с луните, гравитацията на Сатурн ги привлича към своите пръстени. Сатурн има поне 18 луни.
--------------------------------------------------------------------------------
Уран - близнак на Нептун
Уран е сравнително малка планета, съставена от газ, но все пак е толкова голяма, че в нея биха се събрали 4 планети с размера на планетата Земя.
Уран е наклонена толкова много по оста си, че се върти на една страна. Поради тази причина понякога нейните полюси сочат директно към Слънцето. Атмосферата на Уран е съставена от водород, хелий и метан. Температурата е ниска. Студения газ метан е причината за синьо-зеления й цвят. Уран се върти много бързо и това предизвиква ветрове, които духат със скорост над 600 км/час. Уран има 11 пръстена, съставени от тъмни частици с размер на голям скален блок. Известни са поне 20 луни. Някои от тези луни са черни като въглища и с ширина по-малка от 100 км.
--------------------------------------------------------------------------------
Нептун - синята планета
На Нептун е толкова студено, че човек би имал нужда от кожух, по-дебел от на полярна мечка, за да запази топлината си.
Нептун и Уран твърде много си приличат. И двете планети са съставени от газ и изглеждат като големи синьо-зелени кълба в небето. Ветровете в атмосферата на Нептун духат със скорост над 2000 км/час. Около планетата има големи тъмни кръгове, които според астрономите са бури. Нептун има два тънки и два дебели пръстена, които я заобикалят и осем луни. Четири от тези луни обикалят около планетата заедно с пръстените. Една от луните, Тритон, обикаля в посока обратна на останалите седем луни. В продължение на 20 години на всеки 248 години Нептун е най-отдалечена от Слънцето. Това се дължи на необичайната елипсовидна орбита на Плутон, която по принцип е планетата, намираща се най-далеч от Слънцето.
--------------------------------------------------------------------------------
Плутон - ледената планета
Плутон е по-малка и от Тритон - една от луните на Нептун.
Плутон е най-отдалечената от Слънцето планета. Нейната орбита е много необичайна. На всеки 248 години Плутон влиза в орбитата на Нептун и остава така в продължение на 20 години. През тези 20 години Плутон се намира по-близо до Слънцето отколото Нептун. През това време на Плутон се формира атмосфера. Метана и азота, които са замръзнали по полюсите се разтапят и издигат нагоре и временно обособяват атмосферата. Когато се отдалечи от Слънцето, атмосферата отново замръзва и пада обратно на повърхността на планетата. Плутон има само една луна, която е на половина по-малка. Някои астрономи наричат Плутон и нейната луна двойната планета. Други астрономи смятат, че всъщност Плутон не е планета, а е луна на Нептун.
Глава Шеста : Комети и Астероиди
АНТЕРОИДИ И КОМЕТИ
Освен Слънцето, планетите и техните спътници в Слънчевата система има и други, по-малки тела. Такива са астероидите, или малките планети. Най-големият от тях има диаметър само няколкостотин километра. Около Слънцето обикалят и множество толкова малки тела, че те не могат да се наблюдават. Наричаме ги метеорни тела. Едно метеорно тяло става видимо само за части от секундата, когато влети със скорост няколко km/s в земната атмосфера, при движението в която силно се нагрява и изпарява. Тогава се наблюдава явлението метеор (падаща звезда). Когато се наблюдават десетки метеори в час, говорим за метеоритен дъжд.
Голяма част от метеорните тела обикалят около Слънцето на рояци. Всяка година в определено време Земята минава през някои такива метеорни потоци. По това време се наблюдават сравнително много метеори, които видимо изхождат все от една и съща точка от небесната сфера. Такъв метеорен поток например се наблюдава ежегодно на 10 - 12 август. Метеорите на този поток изхождат от точка, намираща се в съзвездието Пресей, и метеоритният поток е наречен Персеиди.
Понякога в атмосферата на Земята навлиза сравнително голямо метеорно тяло. Тогава може да се наблюдава по небесната сфера да пробягва ярко светещо кълбо, след което често остава димна следа. Често това се съпровожда и със звукови явления. Такъв голям метеор е прието да се нарича болид. Понякога явлението болид завършва с падане на повърхността на Земята на един или няколко метеорита. Метеоритите са каменни и железни по своя състав. Известни са пет метеорита, паднали на територията на България. Известни метеорити са Тунгуският, паднал през 1908 г. в тайгата в Сибир, Сихотеалинският железен метеорит, паднал в източните части на територията на днешна Русия през 1947 г. този метеорит е паднал във вид на метеорите
