Budowa Wszechświata

1. Budowa Wszechświata

2. Wszechświat Kosmos, przestrzeń z wypełniającą ją energią i materią (gwiazdami wraz z planetami i innymi drobniejszymi ciałami niebieskimi, ich skupiskami - galaktykami, gromadami galaktyk, materią międzygalaktyczną). Obserwacyjnymi badaniami Wszechświata zajmuje się astronomia pozagalaktyczna, natomiast jego teoriami powstania i ewolucji - kosmologia.

3. Zagadnienie pochodzenia Wszechświata interesowało ludzi od zarania dziejów. Przy niezwykle fragmentarycznej wiedzy przez całą starożytność i średniowiecze przyjmowano niemal za oczywistość, że Wszechświat powstał w akcie stworzenia. Centralne miejsce zajmowała w nim Ziemia (tzw. geocentryczny model budowy Wszechświata, którego autorem był Klaudiusz Ptolomeusz). Zasadniczego wyłomu w tych koncepcjach dokonał Mjkołaj Kopernik, wykazując, że Ziemia znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, którego centralnym ciałem jest Słońce. Powyższa teoria nazywana jest teorią heliocentryczną.

4. Układ Słoneczny Wokół Słońca krąży 8 planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Oprócz nich znajdują się w nim satelity naturalne (księżyce) niektórych planet, pas planetoid pomiędzy Marsem a Jowiszem, komety, ciała meteorytowe, pył oraz gaz międzyplanetarny.

5. Kometa Drobne ciało niebieskie w Układzie Słonecznym obiegające Słońce po orbicie eliptycznej lub bardzo zbliżonej do paraboli. Centralną częścią komety jest kilkukilometrowe jądro, w skład którego wchodzą: woda, tlenek i dwutlenek węgla bądź metanu. Gdy kometa zbliża się do Słońca, promieniowanie słoneczne zaczyna uwalniać z jądra komety gazy i cząstki pyłu, w wyniku czego zachodzi proces sublimacji, podczas którego ciało stałe zamienia się w gaz, bez przechodzenia przez fazę ciekłą, przekształca lód bezpośrednio w mgiełkę. Pod wpływem ciepła jądro zaczyna pękać i uwalniane są strugi pyłu, które wraz z gazami doskonale odbijają światło słoneczne. KometaNeat Kometa Hyakutake KometaHalleya

6. Planetoidy Ciała niebieskie będące bryłami skalnymi o średnicy do kilkuset km. Planetoidy mogą być węglowe, kamienne, metaliczne. 97% z nich porusza się wokół Słońca w tzw. pasie planetoid pomiędzy Marsem a Jowiszem, niektóre z pozostałych zaś przecinają orbitę Ziemi i przybliżają się do Słońca, a inne wychodzą poza orbitę Jowisza. Zdaniem naukowców planetoidy uległyby skupieniu w jedną planetę, gdyby nie wpływ potężnego pola grawitacyjnego Jowisza. Planetoidy zwane są też asteroidami lub planetkami. Każda z nich okrąża Słońce po własnej orbicie. Największe to: Ceres (1025 km), Pallas, Westa, Psyche i Juno.

7. Meteor, meteoryt Meteor, zwany także (błędnie) spadającą gwiazdą – świecący ślad, jaki zostawia po sobie spalający się w górnych warstwach atmosfery meteoroid. Prędkości meteoroidów wchodzących w atmosferę Ziemi mieszczą się w zakresie od 12 do 72 km/s. Większość meteoroidów zostaje zniszczona w atmosferze w procesie spalania wywołanym tarciem, nieliczne, które spadają na powierzchnię naszej planety nazywamy meteorytami. Tak zwane kamienie spadające z nieba to meteoryty. W większości przypadków, pochodzą z resztek materiału, jaki powstał po tworzących się planetach. Zdarza się jednak, że odnajdujemy wśród nich materię z Księżyca, a nawet z Marsa.

8. Droga Mleczna Nasza Galaktyka zwana Drogą Mleczną to najbliższy kawałek Wszechświata – warto poznać bliżej swoje podwórko! Droga Mleczna zawiera od 200 (wg starszych szacunków) do 400 miliardów (wg nowszych szacunków) gwiazd, w tym nasze Słońce, ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 12 000 lat świetlnych. Na niebie widziana jest jako jasna smuga przecinająca niebo. Wynika to z faktu, że oglądamy dysk Galaktyki z jej wnętrza, jako że Układ Słoneczny znajduje się w pobliżu płaszczyzny tego dysku. Starożytni Grecy wierzyli, że Droga Mleczna powstała z kropli rozlanego mleka, którym Hera karmiła Heraklesa. W 2004 roku grupa astronomów oszacowała wiek Drogi Mlecznej na ok. 13,6 miliarda lat. Dokonali tego na podstawie pomiaru zawartości berylu w gwiazdach jednej z gromad. Przypuszczalny widok Drogi Mlecznej z boku i z góry z zaznaczonym położeniem Słońca

10. Sąsiedztwo Drogi Mlecznej Droga Mleczna jest jedną z około trzydziestu galaktyk tzw. Grupy Lokalnej Galaktyk. Większość z jej sąsiadek to galaktyki karłowate o nieregularnych kształtach. Droga Mleczna różni się od nich m.in. większą liczebnością gwiazd. Jednak ich liczba, podawana według różnych źródeł, waha się od 100 do 400 miliardów. Nasza Galaktyka w porównaniu z innymi ma średnie rozmiary. Galaktyka soczewkowata Galaktyka podwójna Najbliższy sąsiad Drogi Mlecznej – Wielki Obłok Magellana jako przykład galaktyki nieregularnej Galaktyka Andromedy – sąsiadka olbrzym

11. Gromady galaktyk Większość galaktyk należy do gromad, czyli grup galaktyk powiązanych siłami oddziaływania grawitacyjnego. Nasza Galaktyka wchodzi w skład niewielkiej gromady o nieregularnych kształtach, zwanej Układem Lokalnym. Gromady nieregularne liczą od kilku do kilkudziesięciu tysięcy galaktyk różnych typów, natomiast gromady regularne o kulistym kształcie skupiają 1000 gęsto upakowanych galaktyk, w większości eliptycznych. Nawet przy tak gęstym upakowaniu galaktyki odległe są o setki tysięcy lat świetlnych. Sąsiednie galaktyki tworzą większe struktury zwane Supergromadami. Supergromady grupujące gromady galaktyk, należą do największych tworów we Wszechświecie. Typowa Supergromada zawiera około 10 gęstych gromad ułożonych w kształt wijącego się pasma czy też włókna o długości dochodzącej do 100 milionów lat świetlnych. Między takimi gromadami istnieją olbrzymie puste przestrzenie.

12. Teoria Wielkiego Wybuchu

13. Gdy astronomowie patrzą w Kosmos, daleko poza naszą Galaktykę, w każdym kierunku widzą wiele innych galaktyk. Wszystkie te odległe galaktyki sprawiają wrażenie, jakby oddalały się od nas i od siebie wzajemnie, a te najdalsze poruszają się najszybciej. Tak więc wszystko wskazuje na to, że jesteśmy w rozszerzającym się Wszechświecie. Co jednak spowodowało tę ucieczkę? Astronomowie sądzą, że około 20 miliardów lat temu cała materia Wszechświata rozpierzchła się na wszystkie strony. Nie mogą wyjaśnić jak, ani dlaczego tak się stało, lecz porównują to z potężną eksplozją i nazywają Wielkim Wybuchem (Big Bang). Początkowo Wszechświat był bardzo, bardzo gorący, ale w miarę rozszerzania się stygł, aż stał się Wszechświatem, jaki znamy.

14. Odległe galaktyki są tak daleko, że ich światło potrzebuje wiele czasu na dotarcie do nas. Astronomowie potrafią dostrzec ledwo widoczne galaktyki oddalone od nas o 10 miliardów lat świetlnych. Oznacza to, że światło tych galaktyk wędrowało do nas 10 miliardów lat. Widzimy je więc takimi, jakimi były 10 miliardów lat temu i nie wiemy, jak naprawdę te galaktyki wyglądają teraz. Najbardziej odległe obiekty, które astronomowie mogą obserwować, to kwazary, a najdalsze z nich wydają się być oddalone o około 13 miliardów lat świetlnych. Nie wiedzą jednak co jest dalej, więc nie potrafią powiedzieć jak wielki jest Wszechświat. Wszechświat może nadal się rozszerzać, lecz jeśli siła przyciągania grawitacyjnego pomiędzy galaktykami stanie się wystarczająco duża, to one zaczną się kiedyś zbiegać. Jeśli w końcu w wyniku tego znowu się spotkają, to ponownie może nastąpić Wielki Wybuch. Obecnie uważa się jednak, że Wszechświat będzie się rozszerzał ,,bez końca".

15. Ewolucjagwiazd

16. Gwiazda Ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli; zbudowane są głównie z wodoru i helu. Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima Centauri. Światło z tej gwiazdy potrzebuje 4,22 roku by dotrzeć do Ziemi. Wiele gwiazd liczy od 1 mld do 10 miliardów lat. Wiek sporej liczby gwiazd może być bliski wiekowi Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się od kilkunastu kilometrów - dla gwiazd neutronowych - do nawet 1000 promieni Słońca - w przypadku nadolbrzymów takich, jak np. Gwiazda Polarna. Najbardziej masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae, której masa wynosi około 100-150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne, wieloskładnikowe układy gwiazd lub gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie, ale na ogół zgrupowane w galaktyki liczące od milionów do setek miliardów gwiazd. Wokół niektórych gwiazd krążą planety. Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w gwiazdozbiory. Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w 1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna. Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

17. Narodziny gwiazdy Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego składającego się z pyłu i gazu. Przestrzeń międzygwiazdowa wewnątrz galaktyki składa się z wodoru w postaci atomowej, jedną czwartą masy stanowi hel, a pozostałe atomy i pył stanowią mniej niż 1% masy. W obszarach zagęszczenia następuje łączenie się atomów wodorów w molekuły H2, w wyniku czego powstaje obłok molekularny. Obłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się. Najczęściej dochodzi do tego w wyniku "zderzenia" dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji, zapadaniu przeciwdziała ciśnienie obłoku, wywołane temperaturą gazu. Zapadający się obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 mas Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej, a obłok staje się sferyczną obracającą się protogwiazdą. W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej i rodzi się nowa gwiazda. Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała by mogły rozpocząć reakcje syntezy jądrowej. Taka protogwiazda nazywana jest brązowym karłem.

18. Dojrzewanie gwiazd Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory – największe nadolbrzymy osiągają rozmiary kilkaset razy większe od Słońca. Ich kolor zależy od temperatury powierzchni. Czerwone karły są najmniejszymi, najwolniej zmieniającymi się gwiazdami, czyli ciałami, w których zachodzi synteza termojądrowa. Gęstość i temperatura w ich wnętrzu sprawia, że wodór zamienia się w hel bardzo powoli, a jest zbyt niska by dalej mogła nastąpić synteza helu. Najbliższa nam Proxima Centauri jest właśnie takim czerwonym karłem. Po milionach lub miliardach lat, w zależności od masy początkowej, w jądrze gwiazdy zaczyna kończyć się wodór. Spowalniane są reakcje jądrowe i tworzone są coraz bardziej masywne pierwiastki wskutek czego rośnie gęstość gwiazdy, może ona zająć mniejszą objętość, spada też przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego spada temperatura powierzchni, ale rośnie temperatura wnętrza, wskutek czego zapadają się zewnętrzne warstwy materii. Temperatura gwiazdy nagle wzrasta, zewnętrzne warstwy są znów wypychane i gwiazda rośnie do rozmiarów jakich nigdy wcześniej w czasie swej ewolucji nie przyjmowała. Staje się czerwonym olbrzymem. Proces zapadania nie jest stabilny i dlatego prawie wszystkie czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.

19. Starość gwiazd Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Nasze zrozumienie tego, co spotyka gwiazdę o małej masie, kiedy już wyczerpie cały zapas paliwa wodorowego jest o tyle nikłe, że nikt jeszcze czegoś takiego nie zaobserwował. Wszechświat ma około 13 miliardów lat, a to mniej niż oczekiwany czas życia tych gwiazd. Stąd nasze teorie o tym, co dzieje się dalej z taką gwiazdą opierają się głównie na symulacjach komputerowych. Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Wszechświat jest wciąż za młody, aby któraś z tych gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo. Kiedy gwiazda średniej wielkości osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy ekspandują, a jądro zapada się do środka. W jego wnętrzu zachodzi synteza atomów helu w węgiel; synteza ta uwalnia energię. Jednakże, w gwieździe wielkości Słońca proces ten może zająć tylko parę minut. Struktura atomowa węgla jest zbyt mocna, by być dalej ściskana przez otaczającą go materię. Jądro staje się stabilne i koniec gwiazdy jest blisko. Gwiazda rozpocznie teraz odrzucać swoje zewnętrzne warstwy, które utworzą rozmytą chmurę nazywaną mgławicą planetarną. Pod koniec pozostanie już tylko 20% początkowej masy gwiazdy, a gwiazda spędzi resztę swoich dni na stopniowym ochładzaniu się i kurczeniu, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy kilometrów. Stanie się białym karłem. Węglowe jądro zapada się, a zewnętrzne warstwy uciekają w przestrzeń. Gwiazda dogorywa jako biały karzeł, w którym ustały już reakcje syntezy termojądrowej.

20. Mgławica Kocie Oko w gwiazdozbiorze Smoka Mgławica Saturn w Wodniku Gwiazdy podwójne Wybuch gazu wokół zapadającej się gwiazdy Biały karzeł

21. Budowa Słońca Słońce jest kulą zjonizowanego gazu o masie około 2×1030 kg, z czego 74% stanowi wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne. Kula plazmy utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji materii i rosnącym wraz z głębokością ciśnieniem gazu. W centrum ciśnienie osiąga 1016 Pa. Temperatura Słońca rośnie wraz z głębokością dochodząc w centrum do kilkunastu milionów K, w której to temperaturze mogą zachodzić reakcje syntezy jądrowej. Wyróżnia się trzy obszary wewnątrz Słońca: • jądro, w którym powstaje 95% całej energii wytwarzanej przez Słońce; • otoczka, której temperatura jest zbyt niska, by wydajnie zachodziły w niej reakcje termojądrowe; • atmosfera: - fotosfera, z której pochodzi prawie całe promieniowanie Słońca; na fotosferę duży wpływ ma pole magnetyczne; duże koncentracje pola tworzą plamy słoneczne; - chromosfera; - korona.

22. Przekrój przez Słońce z zaznaczeniem jego poszczególnych warstw

23. Słońce widziane w promieniowaniu ultrafioletowym. Płonący gaz ucieka z powierzchni gwiazdy w postaci „jęzorów”

24. Korona słoneczna najpiękniej wygląda podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

25. Pomimo względnej czerni plam słonecznych, ich jasność powierzchniowa jest 5000 razy większa niż jasność tarczy Księżyca.

26. Zorza polarna jest wytwarzana przez cząsteczki wiatru słonecznego docierające do wyższych warstw atmosfery

27. Czy Słońce nam zagraża? Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia się obłoku międzygwiazdowego. Przez ten czas Słońce zwiększyło swój promień od 8 do 12%, oraz jasność o ok. 27%. Zawartość wodoru w jądrze młodego Słońca wynosiła ok. 73%, obecnie już tylko 40%. Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co nastąpi za mniej więcej kolejne 5 mld lat, Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma i prawdopodobnie pochłonie trzy najbliższe sobie planety, po około miliardzie lat odrzuci zewnętrzne warstwy i będzie zapadało pod własnym ciężarem, przeistaczając się w białego karła. Według hipotez, przez wiele miliardów lat będzie stygło, aż stanie się czarnym karłem.

28. Dziękuję za uwagę Wszystkie zaprezentowane informacje pochodzą z serwisów internetowych