Tähed, mida me vaatleme, erinevad nii värvi kui ka heleduse poolest. Tähe heledus sõltub nii selle massist kui ka kaugusest. Ja sära värvus sõltub selle pinna temperatuurist. Kõige lahedamad tähed on punased. Ja kõige kuumemad on sinaka varjundiga. Valged ja sinised tähed on kõige kuumemad, nende temperatuur on kõrgem kui Päikese temperatuur. Meie täht, Päike, kuulub kollaste tähtede klassi.
Mitu tähte on taevas?
Tähtede arvu meile teadaolevas Universumi osas on peaaegu võimatu isegi ligikaudselt välja arvutada. Teadlased saavad vaid öelda, et meie galaktikas, mida nimetatakse Linnuteeks, võib olla umbes 150 miljardit tähte. Kuid on ka teisi galaktikaid! Kuid inimesed teavad palju täpsemalt tähtede arvu, mida Maa pinnalt palja silmaga näha saab. Selliseid tähti on umbes 4,5 tuhat.
Kuidas tähed sünnivad?
Kui tähed süttivad, kas see tähendab, et keegi vajab seda? Lõputus ruumis leidub alati Universumi kõige lihtsama aine – vesiniku – molekule. Kuskil on vesinikku vähem, kuskil rohkem. Vastastikuste külgetõmbejõudude mõjul tõmbuvad vesiniku molekulid üksteise külge. Need külgetõmbeprotsessid võivad kesta väga kaua – miljoneid ja isegi miljardeid aastaid. Kuid varem või hiljem tõmbuvad vesiniku molekulid üksteisele nii lähedale, et tekib gaasipilv. Edasise külgetõmbe korral hakkab temperatuur sellise pilve keskel tõusma. Möödub veel miljoneid aastaid ja temperatuur gaasipilves võib tõusta nii palju, et algab termotuumasünteesi reaktsioon – vesinik hakkab muutuma heeliumiks ja taevasse ilmub uus täht. Iga täht on kuum gaasipall.
Tähtede eluiga varieerub oluliselt. Teadlased on leidnud, et mida suurem on vastsündinud tähe mass, seda lühem on tema eluiga. Tähe eluiga võib ulatuda sadadest miljonitest aastatest miljarditeni.
Valgusaasta
Valgusaasta on vahemaa, mille aastas läbib valguskiir, mis liigub kiirusega 300 tuhat kilomeetrit sekundis. Ja aastas on 31 536 000 sekundit! Niisiis, meile lähimast tähest, nimega Proxima Centauri, liigub valguskiir rohkem kui neli aastat (4,22 valgusaastat)! See täht on meist 270 tuhat korda kaugemal kui Päike. Ja ülejäänud tähed on meist palju kaugemal – kümnete, sadade, tuhandete ja isegi miljonite valgusaastate kaugusel. Seetõttu tunduvad tähed meile nii väikesed. Ja isegi kõige võimsamas teleskoobis on need erinevalt planeetidest alati täppidena nähtavad.
Mis on "tähtkuju"?
Iidsetest aegadest on inimesed vaadanud tähti ja näinud veidraid kujusid, mis moodustavad eredate tähtede rühmi, loomade kujutisi ja müütilisi kangelasi. Selliseid taevakujusid hakati nimetama tähtkujudeks. Ja kuigi taevas on selle või selle tähtkuju inimeste poolt kaasatud tähed üksteisele visuaalselt lähedal, võivad kosmoses need tähed asuda üksteisest märkimisväärsel kaugusel. Tuntumad tähtkujud on suur- ja väike-ursa. Fakt on see, et Väikese Ursa tähtkuju hõlmab Polaartähte, millele osutab meie planeedi Maa põhjapoolus. Ja teades, kuidas taevast Põhjatähte leida, suudab iga reisija ja navigaator kindlaks teha, kus põhjaosa asub, ja selles piirkonnas navigeerida.
Supernoovad
Mõned tähed hakkavad oma eluea lõpus ühtäkki tavalisest tuhandeid ja miljoneid kordi heledamalt hõõguma ning paiskavad ümbritsevasse ruumi tohutuid ainemasse. Tavaliselt öeldakse, et toimub supernoova plahvatus. Supernoova sära hääbub tasapisi ja lõpuks jääb sellise tähe asemele vaid helendav pilv. Sarnast supernoova plahvatust täheldasid iidsed astronoomid Lähis- ja Kaug-Idas 4. juulil 1054. aastal. Selle supernoova lagunemine kestis 21 kuud. Nüüd on selle tähe asemel Krabi udukogu, mida teavad paljud astronoomiasõbrad.
Selle jaotise kokkuvõtteks märgime, et
V. Tähtede tüübid
Tähtede spektraalne klassifikatsioon:
Pruunid kääbused
Pruunid kääbused on tähtede tüüp, mille tuumareaktsioonid ei suuda kunagi kompenseerida kiirgusele kaotatud energiat. Pikka aega olid pruunid kääbused hüpoteetilised objektid. Nende olemasolu ennustati 20. sajandi keskel, tuginedes ideedele tähtede tekkimisel toimuvate protsesside kohta. 2004. aastal avastati aga esimest korda pruun kääbus. Tänaseks on seda tüüpi tähti avastatud üsna palju. Nende spektriklass on M - T. Teoreetiliselt eristatakse teist klassi - tähistatud Y.
Valged kääbused
Varsti pärast heeliumi sähvatust süttivad süsinik ja hapnik; kõik need sündmused põhjustavad tähe tugevat ümberstruktureerimist ja selle kiiret liikumist Hertzsprung-Russelli diagrammi järgi. Tähe atmosfääri suurus suureneb veelgi ja see hakkab intensiivselt kaotama gaasi hajuvate tähetuulevoogude kujul. Tähe keskosa saatus sõltub täielikult selle algmassist: tähe tuum võib oma evolutsiooni lõpetada valge kääbusena (madala massiga tähed), kui selle mass evolutsiooni hilisemates etappides ületab Chandrasekhari piiri - neutrontähena (pulsarina), kui mass ületab Oppenheimeri-Volkovi piir on nagu must auk. Kahel viimasel juhul kaasnevad tähtede evolutsiooni lõpuleviimisega katastroofilised sündmused – supernoova plahvatused.
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Punased hiiglased
Punased hiiglased ja superhiiglased on üsna madala efektiivse temperatuuriga (3000–5000 K), kuid tohutu heledusega tähed. Selliste objektide tüüpiline absoluutsuurus on 3m-0m (heledusklass I ja III). Nende spektrit iseloomustab molekulaarsete neeldumisribade olemasolu ja maksimaalne emissioon toimub infrapunapiirkonnas.
Muutuvad tähed
Muutuv täht on täht, mille heledus on kogu vaatlusajaloo jooksul vähemalt korra muutunud. Muutumisel on palju põhjuseid ja neid ei saa seostada mitte ainult sisemiste protsessidega: kui täht on kahekordne ja vaatejoon asub vaatevälja suhtes või on väikese nurga all, siis üks täht, mis läbib tähe ketta. täht, varjutab selle ja heledus võib muutuda ka siis, kui tähe valgus läbib tugevat gravitatsioonivälja. Kuid enamikul juhtudel on varieeruvus seotud ebastabiilsete sisemiste protsessidega. Muutuvate tähtede üldkataloogi uusim versioon võtab vastu järgmise jaotuse:
Purskuvad muutlikud tähed- need on tähed, mis muudavad oma heledust vägivaldsete protsesside ja sähvatuste tõttu kromosfäärides ja koroonides. Heleduse muutus toimub tavaliselt mähiskihi muutuste või massikadu tõttu muutuva intensiivsusega tähetuule ja/või interaktsiooni tähtedevahelise keskkonnaga.
Pulseerivad muutujad tähed on tähed, mille pinnakihid paisuvad ja tõmbuvad perioodiliselt kokku. Pulsatsioonid võivad olla radiaalsed või mitteradiaalsed. Tähe radiaalsed pulsatsioonid jätavad selle kuju sfääriliseks, mitteradiaalsed pulsatsioonid aga põhjustavad tähe kuju hälbimist sfäärilisest ja tähe naabertsoonid võivad olla vastupidises faasis.
Pöörlevad muutujad tähed- need on tähed, mille heleduse jaotus pinnal on ebaühtlane ja/või neil on mitteellipsoidne kuju, mille tulemusena tähtede pöörlemisel registreerib vaatleja nende muutlikkuse. Pinna heleduse ebahomogeensuse põhjuseks võivad olla laigud või temperatuur või keemilised ebakorrapärasused, mis on põhjustatud magnetväljadest, mille teljed ei ole kohakuti tähe pöörlemisteljega.
Kataklüsmilised (plahvatusohtlikud ja noovalaadsed) muutlikud tähed. Nende tähtede muutlikkust põhjustavad plahvatused, mis on põhjustatud plahvatusohtlikest protsessidest nende pinnakihtides (noovad) või sügaval nende sügavuses (supernoovad).
Varjutavad kahendsüsteemid.
Tugeva röntgenikiirgusega optilised muutujad kahendsüsteemid
Uued muutujate tüübid- kataloogi avaldamise käigus avastatud ja seetõttu juba avaldatud klassidesse mittekuuluvad varieeruvuse tüübid.
Uus
Nova on teatud tüüpi kataklüsmiline muutuja. Nende heledus ei muutu nii järsult kui supernoovadel (kuigi amplituud võib olla 9m): paar päeva enne maksimumi on täht vaid 2m nõrgem. Selliste päevade arv määrab, millisesse noovide klassi täht kuulub:
Väga kiiresti, kui see aeg (tähistatud kui t2) on lühem kui 10 päeva.
Kiire - 11
Nova maksimaalne heledus sõltub t2-st. Mõnikord kasutatakse seda sõltuvust tähe kauguse määramiseks. Põletusmaksimum käitub erinevates vahemikes erinevalt: kui nähtavas piirkonnas on kiirgus juba vähenemas, siis ultraviolettkiirguses see veel kasvab. Kui sähvatust täheldatakse ka infrapunapiirkonnas, saavutatakse maksimum alles pärast seda, kui ultraviolettkiirguse helk vaibub. Seega püsib bolomeetriline heledus põlemise ajal muutumatuna üsna pikka aega.
Meie Galaktikas saab eristada kahte noovide rühma: uued kettad (keskmiselt on need heledamad ja kiiremad) ja uued punnid, mis on veidi aeglasemad ja vastavalt ka veidi tuhmimad.
Supernoovad
Supernoovad on tähed, mis lõpetavad oma evolutsiooni katastroofilise plahvatusliku protsessiga. Mõistet "supernoovad" kasutati tähtede kirjeldamiseks, mis süttisid palju (suurusjärkude võrra) võimsamalt kui niinimetatud "noovad". Tegelikult pole ei üks ega teine füüsiliselt uus, olemasolevad tähed süttivad alati. Kuid mitmel ajaloolisel juhul süttisid need tähed, mis olid varem taevas praktiliselt või täiesti nähtamatud, mis tekitas uue tähe ilmumise efekti. Supernoova tüübi määrab vesinikujoonte olemasolu peegeldusspektris. Kui see on olemas, siis on tegemist II tüüpi supernoovaga, kui mitte, siis I tüüpi supernoovaga.
Hüpernoovad
Hüpernoova – erakordselt raske tähe kokkuvarisemine pärast seda, kui temasse pole enam jäänud termotuumareaktsioone toetavaid allikaid; teisisõnu, see on väga suur supernoova. Alates 1990. aastate algusest on tähtede plahvatusi täheldatud nii võimsalt, et plahvatuse jõud ületas tavalise supernoova võimsuse umbes 100 korda ja plahvatuse energia ületas 1046 džauli. Lisaks kaasnesid paljude nende plahvatustega väga tugevad gammakiirguse pursked. Taeva intensiivne uurimine on leidnud mitmeid argumente hüpernoova olemasolu kasuks, kuid praegu on hüpernoova hüpoteetilised objektid. Tänapäeval kasutatakse seda terminit tähtede plahvatuste kirjeldamiseks, mille mass on vahemikus 100 kuni 150 või rohkem päikesemassi. Hüpernoovad võivad teoreetiliselt kujutada Maale tõsist ohtu tugeva radioaktiivse sähvatuse tõttu, kuid praegu pole Maa lähedal ühtegi tähte, mis võiks sellist ohtu kujutada. Mõnedel andmetel toimus 440 miljonit aastat tagasi Maa lähedal hüpernoova plahvatus. Tõenäoliselt langes selle plahvatuse tagajärjel Maale lühiajaline nikli isotoop 56Ni.
Neutronitähed
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muutub neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja selle tihedust. on 280 triljonit. korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.
Küsimusele, kas tähed (mis on taevas) on kuumad või külmad? antud autori poolt Catherine parim vastus on Kõik tähed jagunevad temperatuuri ja vastavalt spektritüübi järgi 7 klassi: OBAFGKM. Kõige kuumemad on sinine O (30 kuni 60 tuhat kraadi), külmimad oranžikaspunased M (3 kuni 4,5 tuhat kraadi).
Spektriklasside järjestust on fraasi abil lihtne meelde jätta
"Üks raseeritud inglane näris datleid nagu porgandeid."
Siin on iga sõna esimene täht ingliskeelses transkriptsioonis spektriklassi nimi nende järjestuse järjekorras.
Meie Päike on klass G (täpsemalt G2 - igal klassil on ka numbrilised alamklassid).
Vastus alates filosoof[guru]
Nad on kuumad, sellepärast on nad staarid!
Vastus alates Aleksander Korotejev[guru]
Kõik on võrdluses.
Kui võrrelda nende temperatuuri (isegi pinda) inimesele “mugavaga”, on nad kõik VÄGA kuumad.
Kui need säravad, tähendab see, et need on kuumad – kuna need säravad soojuskiirguse tõttu ja optilises vahemikus kiirgamiseks on vaja tuhandeid kraadi.
Võrreldes Päikesega on enamik silmaga nähtavaid tähti Päikesest suuremad ja kuumemad.
Kui võrrelda üksteisega, saate eristada neid, mis on kuumemad ja need, mis on külmemad. Viimased pole nii külmad – noh, nagu keev vesi võrreldes keeva õliga. Esimene on muidugi külmem, aga ma pole kuulnud, et keegi oleks kõrvetanud ja rõõmustanud, et see õli polnud.
>^.^<
Vastus alates Landrail[asjatundja]
Silma järgi ei saa ikka veel kindlalt öelda, kas täht on "külm" või "kuum"; see on tingitud Doppleri efektist. Teisisõnu, täht võib liikuda sinust eemale või sinu poole ning olenevalt sellest võib “tähe nähtav värv” olla vastavalt punasem või sinisem. Tõsi, tasub tähele panna, et spektrijoone nihe ei pruugi silmaga märgatav olla, kuid sellest piisab, et teha kerge paarituhandekraadine või isegi üle tosina nihe. Ja kindlasti, kui päikese “välja lülitate”, ei soojenda nad teid, nii et tähed taevas on külmemad kui kõige külmem tualettpott, millel olete kunagi istunud. =)
Vastus alates Neuroos[guru]
kui tegemist on meteoriidiga, on kiire liikumise tõttu kuum. üldiselt on kuumim "täht" päike ja ülejäänud on sellega võrreldes külmad.
Vastus alates Suvi[guru]
Tähtede värvuse määrab nende spektriklass. Spektriklasse on kuus. Nimetan neli peamist:
Kõige külmemad punased tähed on külmemad kui meie päike - pinnal on temperatuur umbes 4 tuhat kraadi (meie päikeses on 6 tuhat - see on kollane). Kõige kuumemad valged tähed on pinnal kuni 10 tuhande temperatuurini. Sinised on veidi jahedamad.
Vastus alates Ei puuduta[guru]
Punase varjundiga - külm, sinise varjundiga - kuum
Vastus alates Art[guru]
külm.... mida heledam on täht, seda külmem on...
Vastus alates Yoman Mihhaštšuk[aktiivne]
Väga kuum plasma
Vastus alates Vladimir Buhvestov[asjatundja]
Kõik tähed taevas on külmad
Vastus alates Marco Polo[guru]
Tähed on külmad.
Siin on tõestuseks väljavõte:
"Ja tähed koputasid taevas,
Nagu vihm mustale klaasile,
Ja alla veeredes nad jahtusid
Tema kuum nägu..."
Räägitakse nii, et usud igat detaili ja kui tähed maha jahtuvad, tähendab see, et kellelgi on seda vaja...
Ja teises äärmuses on need Päikesest kordades jahedamad tähed, nn punased tähed. Hiljuti oli astrofüüsikutel õnn vastata küsimusele – milline täht on kõige külmem. See on täht CFBDS0059, mille temperatuur on 350 (kolmsada viiskümmend!) kraadi Celsiuse järgi!
On uskumatu, kuid tõsi, et selle alamtähe pind on külmem kui Veenuse pind. Selgub, et astronoomid saavad vastata küsimusele, kuidas see nii saab. Kuid isegi punaste kääbustähtede temperatuur on 2000–3000 kraadi. Selgub, et jahedamad ja seega ka tuhmimad tähed võivad eksisteerida. Selliseid tähti nimetatakse pruunideks kääbusteks. Aga ausalt öeldes pole need ikkagi päris staarid nende klassikalises mõttes. See on pigem eriline taevakehade klass.
Nii raske on tõmmata selget piiri tähtede ja planeetide vahele! Pruunid kääbused on objektide eriklass, mis on vahelüli tähtede ja planeetide vahel. Noored pruunid kääbused on tähed. Vanad pruunid kääbused on Jupiteri rühma planeedid ja teised hiiglaslikud planeedid.
Tähtede ehituse ja eluea teooria järgi arvatakse, et tähtede massi alumiseks piiriks loetakse 80 Jupiteri massi, sest väiksema massiga ei saa nad alata ja kui nad kord hakkavad. võtab kaua aega, termotuumareaktsioonid, mis on iga tähe olemasolu aluseks. See termotuumareaktsioon varustab tähti energiaga. Teadlaste sõnul põletavad pruunid kääbused aga mitte tavalist vesinikku, vaid rasket vesinikku – deuteeriumi. See ei kesta kuigi kaua ja seetõttu põleb täht mõnda aega ohutult, kuid hakkab seejärel kiiresti jahtuma, muutudes ilmselt Jupiteri klassi planeediks.
Pruuni kääbuse tekkeks ei piisa lihtsalt millestki - 13 Jupiteri massist. Astronoomid teadsid kahte tüüpi pruunide kääbuste - L- ja T-klassi - olemasolust. L-kääbikud on tulisemad kui nende sugulased T-kääbused. Leiti, et avastatud külm täht kuulub täiesti uude, varem ainult paberiteoorias eksisteerinud - klassi Y.
Tähe CFBDS0059 mass on 15–30 korda suurem kui Jupiteri mass ja see asub meist universumi standardite järgi üsna naeruväärsel kaugusel - 40 valgusaastat. Selle laheda tähe (Y-klassi pruun kääbus) eripära on see, et tänu madalale temperatuurile on Y-kääbus CFBDS0059 äärmiselt hämar ja kiirgab peamiselt valgust spektri infrapunapiirkonnas.
Seda väikest ja ülikülma (tähe jaoks) objekti on võimatu näha amatöörteleskoobis ja veelgi enam omatehtud teleskoobis. Avastuse ajal kasutasid teadlased suuri teleskoope, mille peegli läbimõõt oli 8–10 meetrit. Värskelt avastatud pruuni kääbuse spektrist leiti metaani spektraalsed neeldumisjooned, mis üldpildis koos teiste andmetega veensid astronoome, et avastus oli täht, mitte planeet, mille pinnal on rekordiliselt madal temperatuur. Niisiis, Dark and Cold Star on avastatud – Y-klassi pruun kääbus, mille pinnatemperatuur on vaid 350 kraadi Celsiuse järgi!
Paradoks: külmad tähed
Tähtedest rääkides peame tavaliselt silmas uskumatult kõrge temperatuurini kuumutatud taevakehi. Ja temperatuurid on seal tõeliselt hiiglaslikud. Lõppude lõpuks võib isegi meile lähima tähe - 6000-kraadise Päikese - pinda pidada vaid veidi kuumutatuks, võrreldes universumi "tõrvikutega", mille temperatuur ulatub mitmekümne ja sadadeni. tuhandeid kraadi. Selliste "kuumade" objektide hulka kuuluvad valged kääbused, mille temperatuur on 200 000 kraadi.
Raske uskuda, aga tuleb välja, et on tähti, mis on Päikesest kordades külmemad. Need on nn pruunid kääbused. Nende juurde pöördume tagasi 7. peatükis.
Kunagi oli selle temperatuurikategooria rekordiomanik täht, mida kataloogides tähistati kui CFBDS0059. Selle tähe temperatuur on erinevate allikate andmetel vahemikus 180–350 kraadi Celsiuse järgi. Ja see on tähe puhul peaaegu sama, mis Antarktika Maa jaoks.
Pruun kääbus Saapade tähtkujus
Astronoomid nimetavad nii madala temperatuuriga tähti pruunideks kääbusteks. Tegelikult on see eriline taevakehade klass, mis asub tähtede ja planeetide vahel. Pealegi on pruunid kääbused oma evolutsiooni varases staadiumis, st nooruses, tähed. Kui nad "vanavad", liiguvad nad planeetide rühma nagu Jupiter, see tähendab hiidplaneete.
Eksperdid nimetavad pruune kääbusid sageli "tähtedeks, mida pole kunagi juhtunud". Põhjuseks on asjaolu, et kuigi neis toimuvad termotuumareaktsioonid, ei suuda need kompenseerida kiirgusele kuluvat energiat ja seetõttu aja jooksul jahtuvad. Kuid planeetidena ei saa neid nimetada sel põhjusel, et neil pole selget morfoloogilist struktuuri: neil pole ei südamikku ega vahevöö ning domineerivad konvektsioonivoolud. Ja kuna selline struktuur on omane tähtedele, sattusid pruunid kääbused sellesse taevakehade kategooriasse.
Üldtunnustatud tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria kohaselt on üldtunnustatud seisukoht, et taevakehast saab päike, kui selle kaal ületab 80 korda Jupiteri massi. See on tingitud asjaolust, et väiksema massi korral ei saa tähes toimuda termotuumareaktsioone, mis annavad talle vajaliku energia.
Pruuni kääbuse ilmumiseks peab taevaobjekti kaal olema võrdne 13 Jupiteri massiga. Kosmiliste standardite järgi pole see väga suur väärtus.
Alates 1995. aastast, mil nende kosmiliste kehade olemasolu tõeliste uuringutega kinnitati, on neid avastatud juba üle saja. Teadlased jagasid nad kõik kahte rühma: kuumemad kääbused kuuluvad L-klassi ja jahedamad T-klassi.
Kuid äsja avastatud külmtäht CFBDS0059 ei leidnud selles klassifikatsioonis kohta ja sellele tuli eraldada eraldi "ruum" - Y-klass.
Selle tähe mass on 15–30 korda suurem kui Jupiteri mass. See asub Maast 40 valgusaasta kaugusel. Selle tähe eripära on see, et madala temperatuuri tõttu on see äärmiselt hämar ning tema kiirgus registreeritakse peamiselt spektri infrapuna piirkonnas.
Kuid aega läks väga vähe ja 2011. aastal avastasid astronoomid veelgi lahedama pruuni kääbuse. Nad nägid seda Mauna Kea saarel asuva kümnemeetrise teleskoobi abil. Pealegi oli selle taevaobjekti signaal nii nõrk, et seda oli raske üldisest kosmilisest mürast eraldada.
Äsja avastatud pruun kääbus sai klassifikatsiooninumbri CFBDSIR J1458+1013B. Erinevalt oma varem avastatud jäävennast on see osa paarisüsteemist. Tema elukaaslane on samuti pruun kääbus, aga juba üsna tavaline. See struktuur asub Maast 75 valgusaasta kaugusel.
Uue rekordiomaniku temperatuur kõigub kuskil 60-135 kraadi Celsiuse piires. See tähendab, et see pruun kääbus võib sisaldada vett ja vedelas olekus.
Tõsi, kuuma veeauru registreeriti pruunide kääbuste atmosfääris ka varem. Kuid teadlaste arvates võib sellel uskumatult külmal kääbusel olla isegi pilved.
Raamatust Entsüklopeediline sõnaraamat (P) autor Brockhaus F.A.Paradoks Paradoks (para-dokew-seem) on arvamus, mis erineb üldtunnustatud arvamusest. P. võib avaldada nii tõest kui ka valet arvamust, olenevalt sellest, mis üldiselt on aktsepteeritud. Sageli iseloomustab paljudele autoritele omane iha paradoksaalsete väidete järele
Raamatust Alguses oli sõna. Aforismid autorParadoks muusikas Paradoks muusikas - kõik peen, kummaline, samuti olümpiamängudel meistritiitli võitnud lauljate või instrumentalistide nimed
Raamatust Kõik on teadus. Aforismid autor Dušenko Konstantin VassiljevitšParadoks ja banaalsus Paradoks: loogiline väide absurdse reaalsuse kohta. Henryk Jagodzinski (s. 1928), poola satiirik Paradoks on ühe tõe kaks otsa. Wladyslaw Grzegorczyk, poola aforist Tee tõeni on sillutatud paradoksidega. Oscar Wilde (1854–1900),
Autori raamatust Great Soviet Encyclopedia (GI). TSBPARADOKS Paradoks: loogiline väide absurdse reaalsuse kohta. Henryk Jagodzinski Me räägime paradoksidest, kuna on võimatu leida tõdesid, mis pole banaalsed. Jean Condorcet Igasugune maailma täpne määratlus on paradoksaalne. Stanislav Jerzy Leci paradoks –
Autori raamatust Great Soviet Encyclopedia (GR). TSB Autori raamatust Great Soviet Encyclopedia (ZE). TSB Autori raamatust Great Soviet Encyclopedia (OL). TSB Autori raamatust Great Soviet Encyclopedia (PA). TSB Autori raamatust Great Soviet Encyclopedia (FO). TSB Raamatust Miljon rooga pereõhtusöögiks. Parimad retseptid autor Agapova O. Yu. Raamatust The Complete Illustrated Encyclopedia of Our Misconceptions [koos illustratsioonidega] autor Raamatust The Complete Illustrated Encyclopedia of Our Misconceptions [läbipaistvate piltidega] autor Mazurkevitš Sergei Aleksandrovitš Raamatust Great Encyclopedia of Canning autor Semikova Nadežda AleksandrovnaLollidel on külmad kõrvad Absoluutselt kõigil inimestel, olenemata nende vaimsetest võimetest, on kõrvatemperatuur kehatemperatuurist 1,5–2 võrra madalam.
Raamatust Filosoofiline sõnaraamat autor Comte-Sponville AndreKülmad jalad Mõned vanemad satuvad sageli paanikasse, kui nende väikelastel on hoolimata sellest, et neid hoitakse soojas (ja isegi liiga soojas), pidevalt külmad käed ja jalad. Ja vanemad ise ja arvukad “nõustajad” vanavanemate, sugulaste ja sõprade näol
Meie ümber on nii palju kummalist, lõbusat ja huvitavat, kuid kellelgi teisel õnnestub tüdineda.
Ilus ja hämmastav ruum
Kosmos on ilus ja üsna hämmastav. Planeedid tiirlevad tähtede ümber, mis surevad ja kustuvad uuesti, ning galaktikas keerleb kõik ülimassiivse musta augu ümber, mis imeb aeglaselt endasse kõike, mis liiga lähedale satub. Kuid mõnikord viskab ruum õhku nii veidraid asju, et väänad oma mõtte kringlisse, püüdes seda aru saada...
Punase väljaku udukogu
Objektid ruumis on enamasti üsna ümmargused. Planeedid, tähed, galaktikad ja nende orbiitide kuju meenutavad kõik ringi. Aga Punase väljaku udukogu, huvitava kujuga gaasipilv, hmm, kandiline. Muidugi olid astronoomid väga-väga üllatunud, kuna ruumis olevad objektid ei tohiks olla ruudukujulised.
Tegelikult pole see päris ruut. Kui vaatate pilti tähelepanelikult, märkate, et kujundi ristlõike moodustavad kaks koonust kokkupuutepunktis. Aga jällegi pole öötaevas palju käbisid.
Liivakellakujuline udukogu helendab väga eredalt, sest selle keskel, kus koonused puudutavad, on hele täht. Võimalik, et see täht plahvatas ja läks supernoovaks, mille tulemusena hakkasid koonuste põhjas olevad rõngad intensiivsemalt hõõguma.
Galaktika kokkupõrked
Kosmoses liigub kõik pidevalt – orbiidil, ümber oma telje või tormab lihtsalt läbi ruumi. Sel põhjusel – ja uskumatu gravitatsioonijõu tõttu – põrkuvad galaktikad pidevalt kokku. See ei pruugi teid üllatada – vaadake lihtsalt Kuud ja mõistke, et kosmos armastab hoida väikseid asju suurte lähedal. Kui kaks miljardeid tähti sisaldavat galaktikat põrkuvad, on see kohalik katastroof, eks?
Tegelikult on galaktikate kokkupõrgetes kahe tähe kokkupõrke tõenäosus praktiliselt null. Fakt on see, et lisaks sellele, et ruum ise on suur (ja ka galaktikad), on see ka iseenesest üsna tühi. Seetõttu nimetatakse seda "kosmoseks". Kuigi meie galaktikad tunduvad kaugelt tahked, pidage meeles, et meile lähim täht on 4,2 valgusaasta kaugusel. See on väga kaugel.
Loomise sambad
Nagu Douglas Adams kunagi kirjutas, "ruum on suur. Tegelikult suur. Te ei kujuta ettegi, kui hämmastavalt suur see on." Me kõik teame, et kosmoses kauguste mõõtmiseks kasutatav mõõtühik on valgusaasta, kuid vähesed inimesed mõtlevad, mida see tähendab. Valgusaasta on nii pikk vahemaa, et valgusel, universumi kõige kiiremini liikuval asjal, kulub selle vahemaa läbimiseks vaid aasta.
See tähendab, et kui me vaatame kosmoses tõeliselt kaugel asuvaid objekte, nagu Loomise sambad (Kotka udukogu moodustised), siis vaatame ajas tagasi. Kuidas see juhtub? Kotka udukogu valgusel kulub Maale jõudmiseks 7000 aastat ja me näeme seda sellisena, nagu see oli 7000 aastat tagasi, sest see, mida näeme, on peegeldunud valgus.
Selle minevikku vaatamise tagajärjed on väga kummalised. Näiteks usuvad astronoomid, et umbes 6000 aastat tagasi hävitas supernoova Loomise sambad. See tähendab, et neid sambaid lihtsalt pole enam olemas. Aga me näeme neid.
Horisondi probleem
Kosmos on täielik mõistatus, olenemata sellest, kuhu sa vaatad. Näiteks kui me vaatame punkti meie taeva idaosas ja mõõdame taustakiirgust ning teeme sama punktis läänes, mida eraldab esimesest 28 miljardit valgusaastat, siis näeme, et taustkiirgus mõlemas punktis on sama temperatuur.
See tundub võimatuna, sest miski ei saa liikuda kiiremini kui valgus ja isegi valgusel kuluks ühest punktist teise liikumiseks liiga kaua aega. Kuidas võiks mikrolaine taust kogu universumis peaaegu ühtlaselt stabiliseerida?
Seda võiks seletada inflatsiooniteooriaga, mis viitab sellele, et universum venis vahetult pärast Suurt Pauku suurte vahemaade taha. Selle teooria kohaselt ei tekkinud Universum mitte selle servi venitades, vaid aegruum ise venitati sekundi murdosa jooksul välja nagu nätsu.
Selle lõpmatult lühikese aja jooksul selles ruumis kattis nanomeeter mitu valgusaastat. See ei ole vastuolus seadusega, et miski ei saa liikuda kiiremini kui valguse kiirus, sest miski ei liikunud. See lihtsalt laienes.
Mõelge algsele universumile kui ühele pikslile pilditöötlusprogrammis. Nüüd skaleerige pilti 10 miljardi korda. Kuna kogu punkt koosneb samast materjalist, on selle omadused – sealhulgas temperatuur – ühtlased.
Kuidas must auk sind tapab
Mustad augud on nii massiivsed, et materjal hakkab nende vahetus läheduses kummaliselt käituma. Võib ette kujutada, et musta auku imemine tähendab ülejäänud igaviku veetmist (või ülejäänud õhu raiskamist) tühjuse tunnelis lootusetult karjudes. Kuid ärge muretsege, koletu gravitatsioon jätab teid sellest lootusetusest ilma.
Gravitatsioonijõud on seda tugevam, mida lähemal selle allikale ollakse, ja kui allikaks on nii võimas keha, võivad väärtused dramaatiliselt muutuda isegi lühikeste vahemaade – näiteks inimese pikkuse – puhul.
Kui kukute musta auku jalad esimesena, on teie jalgadele mõjuv gravitatsioonijõud nii tugev, et näete oma keha venitatud aatomijoonte spagettideks, mis on tõmmatud augu päris keskele. Kunagi ei tea, võib-olla on see teave teile kasulik, kui soovite sukelduda musta augu kõhtu.
Ajurakud ja universum
Hiljuti lõid füüsikud simulatsiooni universumi alguse kohta, mis sai alguse Suurest Paugust ja sündmuste jadast, mis viisid selleni, mida me täna näeme. Keskel on erekollane tihedalt pakitud galaktikate parv ja vähem tihedate galaktikate, tähtede, tumeaine ja nii edasi "võrk".
Ruumi suurstruktuuri mudel
Samal ajal uuris üks Brandeisi ülikooli tudeng aju neuronite omavahelist seost, vaadates mikroskoobi all hiire aju õhukesi kihte. Tema saadud pilt sisaldas kollaseid neuroneid, mis olid ühendatud punase ühenduste võrguga. Ei tuleta sulle midagi meelde?
Aju neuronid
Need kaks pilti, ehkki mastaapselt väga erinevad (nanomeetrid ja valgusaastad), on hämmastavalt sarnased. Kas see on lihtsalt lihtne fraktaalrekursiooni juhtum looduses või on universum tõesti vaid ajurakk teises tohutus universumis?
Puuduvad barüonid
Suure Paugu teooria kohaselt tekitab universumis leiduv aine hulk lõpuks piisavalt gravitatsiooni, et aeglustada universumi paisumist kuni peatumiseni.
Barüoonne aine (mida me näeme – tähed, planeedid, galaktikad ja udukogud) moodustab aga vaid 1–10 protsenti kogu ainest, mis peaks olema. Teoreetikud tasakaalustasid võrrandit hüpoteetilise tumeainega (mida me ei saa jälgida), et päeva päästa.
Iga teooria, mis püüab seletada barüonide kummalist puudumist, tuleb tühjaks. Kõige levinum teooria ütleb, et puuduv aine koosneb galaktikatevahelisest keskkonnast (hajutatud gaas ja aatomid, mis hõljuvad galaktikate vahelistes tühimikes), kuid sellegipoolest jääb meile ikkagi hulk puuduvaid barüone.
Siiani pole meil aimugi, kus asub suurem osa asjast, mis tegelikult olema peaks.
Külmad tähed
Keegi ei kahtle, et tähed on kuumad. See on sama loogiline kui see, et lumi on valge ning kaks ja kaks teevad neli. Staare külastades muretseksime rohkem selle pärast, et mitte ära põleda, kui selle pärast, et ei külmu – enamikul juhtudel.
Pruunid kääbused on tähtede standardite järgi üsna lahedad tähed. Hiljuti avastasid astronoomid tähtede tüübi nimega Y-kääbus, mis on pruunide kääbuste perekonna kõige lahedam alamtüüp.
Y-kääbused on inimkehast jahedamad. Temperatuuril 27 kraadi Celsiuse järgi võid sellist pruuni kääbust julgelt puudutada, kui just tema uskumatu gravitatsioon sind pudruks ei muuda.
Neid tähti on kuradi raske tuvastada, kuna nad praktiliselt ei kiirga nähtavat valgust, nii et saate neid otsida ainult infrapunaspektrist. Käivad isegi kuulujutud, et pruunid ja Y-kääbused on sama "tumeaine", mis on meie universumist kadunud.
Päikese koroona probleem
Mida kaugemal on objekt soojusallikast, seda külmem see on. Sellepärast on kummaline, et Päikese pinnatemperatuur on umbes 2760 kraadi Celsiuse järgi, kuid selle kroon (umbes nagu tema atmosfäär) on 200 korda kuumem.
Isegi kui mõned protsessid võivad temperatuuri erinevust seletada, ei saa ükski neist seletada nii suurt erinevust.
Teadlased usuvad, et sellel on pistmist väikeste magnetväljalaikudega, mis tekivad, kaovad ja liiguvad üle Päikese pinna. Kuna magnetjooned ei saa üksteist ületada, paiknevad kandmised end iga kord, kui nad liiga lähedale jõuavad, ümber, protsess, mis soojendab krooni üles.
Kuigi see selgitus võib tunduda kena, pole see kaugeltki elegantne. Eksperdid ei suuda kokku leppida, kui kaua need kandmised kestavad, rääkimata protsessidest, mille abil need võivad krooni soojendada. Isegi kui vastus küsimusele peitub seal, ei tea keegi, mis põhjustab nende juhuslike magnetismilaikude ilmumise.
Eridani must auk
Hubble'i süvakosmoseväli on Hubble'i teleskoobi abil tehtud pilt tuhandetest kaugetest galaktikatest. Kui aga vaatame Eridanuse tähtkuju piirkonnas asuvasse "tühja" ruumi, ei näe me midagi. Üleüldse. Lihtsalt must tühimik, mis ulatub üle miljardite valgusaastate.
Peaaegu iga "tühjus" öises taevas tagastab galaktikate kujutised, ehkki udused, kuid olemasolevad. Meil on mitu meetodit, mis aitavad tuvastada, mis võib olla tumeaine, kuid need jätavad meid ka tühjade kätega, kui vaatame Eridani tühjust.
Üks vastuoluline teooria viitab sellele, et tühimik sisaldab ülimassiivset musta auku, mille ümber tiirlevad kõik lähedalasuvad galaktikaparved, ja see kiire pöörlemine on kombineeritud paisuva universumi "illusiooniga". Teine teooria viitab sellele, et kogu aine kleepub kunagi kokku, moodustades galaktikaparvesid ja lõpuks tekivad parvede vahele triivivad tühimikud.
Kuid see ei seleta teist tühjust, mille astronoomid on lõunapoolsest öötaevast avastanud, seekord umbes 3,5 miljardi valgusaasta laiuse. See on nii suur, et isegi Suure Paugu teoorial on raskusi selle seletamisega, kuna Universumit ei eksisteerinud piisavalt kaua, et tavalise galaktilise triivi käigus tekkis nii suur tühimik.
