Späť dopredu

Pozor! Ukážky snímok slúžia len na informačné účely a nemusia predstavovať všetky funkcie prezentácie. Ak vás táto práca zaujala, stiahnite si plnú verziu.

Ciele:

Predstavte žiakom súhvezdia ako oblasti hviezdnej oblohy v rámci stanovených hraníc.
Naučte sa nájsť súhvezdia Veľký a Malý medveď na hviezdnej oblohe a hviezdnej mape.
Vzbudiť záujem o poznávanie historických udalostí a doplnkové čítanie vedeckej literatúry.

Vybavenie: stôl, hviezdna obloha, hviezdy, kartičky, atlas „Svet a človek“.

POČAS VYUČOVANIA

I. Organizačný moment

II. Zopakovanie toho, čo sa naučili v predchádzajúcej lekcii

Pokračujeme v štúdiu našej Galaxie. Dnes sa vydáme na ďalšiu cestu cez rozlohy Vesmíru. Pôjdeme na vesmírnej lodi a ako pasažieri, dokonca aj vesmírnej lode, musíme predložiť lístok. Lístky sú na vašich stoloch. Každý z nich má napísanú otázku, zodpovedanie ktorej vás dostane na palubu.

Otázky týkajúce sa lístkov.

Čo bolo v predstavách starovekých národov stredom vesmíru? (Zem)
Kto prvý navrhol myšlienku, že Zem sa točí okolo Slnka? (A. Samosskij).
Kto prvý navrhol, že Zem je sférická? (Pytagoras)
Bol Kopernik zástancom Ptolemaiovho systému? (nie)
Kto vytvoril prvý model vesmíru so Slnkom v strede? (N. Copernicus)
Kto tvrdil, že Zem je jednou z planét, ktoré sa točia okolo Slnka? (N. Kopernik)
Kto ako prvý použil ďalekohľad na štúdium nebeských telies? (G. Galileo)
Kto objavil mesiace Jupitera? (G. Galileo)
Je vesmír našou galaxiou? (Nie, takých galaxií je veľa).
Ako sa volajú mesiace Marsu? (Phobos a Deimos).
Na aké dve skupiny sa delia planéty? (pozemské planéty a obri).
Ktoré planéty patria medzi terestrické planéty? (Zem, Merkúr, Venuša, Mars).
Najmenšia terestriálna planéta? (ortuť).
Najvzdialenejšia terestrická planéta od Slnka? (Mars).
Ktoré terestrické planéty majú satelity? (Mars, Zem).
Ktoré planéty sa považujú za obrovské? (Jupiter, Saturn, Urán, Neptún, Pluto).
Ktorá planéta bola objavená pomocou výpočtov? (Neptún).
Ktorá planéta má najviac satelitov? (Jupiter).
Ktorá planéta má „krúžky“? (Saturn).
Na ktorej planéte sa nachádza Veľká červená škvrna? (Jupiter).
Ktorá planéta je najďalej v slnečnej sústave? (Pluto).
Sú asteroidy hviezdami? (Nie, toto sú malé planéty).
Z čoho sú vyrobené kométy? (Jadro, plynový plášť, chvost).
Ako sa volajú kozmické telesá, ktoré padajú na Zem? (Meteority).
Čo sú meteory? (Svetelné záblesky, ktoré vznikajú pri spaľovaní prachových častíc v atmosfére).
Aké hviezdy sa nazývajú supergianti? (Stokrát viac ako Slnko).

- Takže ideme všetci na let. Každá z vašich odpovedí bude označená hviezdičkou na oblohe (na tabuli je modrý papier Whatman, pre každý typ práce učiteľ pripojí k tomuto hárku hviezdičku tak, aby výsledné číslo bolo „5“). Posaďte sa, ideme v smere... pozrite sa na obrázok, kto je na ňom vyobrazený? Správny. Toto je boh slnka - Helios. Ako si uhádol?
– Kto je zobrazený na voze?
– S akým prírodným úkazom si ľudia spájajú tento mýtus?

Tu je zlatý voz v mori
Slnko sa kúpe. Súmrak nado mnou.
S hviezdami, oblohou a mesiacom
Cítim úzkostnú a nahnevanú noc...

F. Petrarcha.

Na tabuli sú nápisy. Určte, ktoré z nich sa týkajú Zeme a ktoré Slnka. Študent vyjde von a priloží karty - obrázky „Slnko“, „Zem“ vedľa definícií.

Tvar lopty.
Zdroj svetla a tepla.
Nevyžaruje vlastné svetlo ani teplo.
Planéta.
Horúce nebeské teleso.
Nachádza sa v strede slnečnej sústavy.
Otáča sa okolo svojej osi.
Pohybuje sa okolo stredu slnečnej sústavy na svojej obežnej dráhe.
Dochádza k striedaniu ročných období.
Hviezda.
Nastáva zmena dňa a noci.

Kľúč odpovede.

Ne: 1, 2, 5, 6. 7, 10.
Zem: 1, 3, 4, 7, 8, 9, 11.

Cestou po našej slnečnej sústave sa, samozrejme, stretávame s planétami.
Dajte ich na svoje miesto. Žiaci prikladajú planéty na hviezdnu mapu.
Okrem planét sme stretli aj iné nebeské telesá. O čom to je?
Učiteľ prečíta text, žiaci povedia, čo to je.

1. januára 1801 taliansky astronóm Giuseppe Piazzi objavil prostredníctvom svojho ďalekohľadu nové nebeské teleso, ktoré vyzeralo ako hviezda. To a podobné telesá objavené neskôr sa nazývali „hviezdne“. V súčasnosti je ich objavených viac ako 5 000. Väčšinou ide o malé nebeské telesá nepravidelného tvaru s priemerom od jedného do niekoľkých desiatok kilometrov. (Asteroid).
V medziplanetárnom priestore sa pohybuje obrovské množstvo takzvaného kozmického prachu. Vo väčšine prípadov ide o pozostatky zničených komét. Občas vtrhnú do zemskej atmosféry a vzplanú, prechádzajú po čiernej oblohe ako jasná svetelná čiara: zdá sa, akoby padala hviezda. Kozmické častice sa zahrievajú a horia. (Meteor).
Tieto nebeské telesá dostali svoje meno z gréckeho slova pre „chlpaté“. Toto nebeské teleso bolo považované za predzvesť rôznych problémov, ako sú epidémie, hlad a vojny. Jeho hlavnú časť, jadro, tvorí ľad, zamrznuté plyny a pevné častice s priemerom 1 až 10 kilometrov. (Kométy).
Okrem komického prachu sa v medziplanetárnom priestore pohybujú aj väčšie telesá, najmä úlomky asteroidov, ktoré sa dostali do zemskej atmosféry, nestihnú v nej zhorieť. Ich pozostatky padajú na povrch Zeme. Delia sa do troch tried: kameň, železo, železo-kameň. (Meteority).
Tento objekt je 400-krát väčší ako priemer Mesiaca a 109-krát väčší ako priemer Zeme. Teplota vo vnútri dosahuje až 15 000 000 stupňov Celzia. (Slnko).

III. Fizminutka

Nastal čas, aby sme posilnili svaly, aby počas dlhej medzihviezdnej cesty neatrofovali.

Po vajcovitej ceste
Letí mohutná kométa.
O čom je tanec svetla?
Čo potrebuje nájsť vo svete?
Už roky vstáva
Ten vyhýbavý ide svojou cestou,
Z neznámeho prichádza,
A opäť je na dlhý čas preč.
Ako slabá tvár zahmlených hviezd,
Na začiatku jej vzhľadu -
Len dymové videnie

Nemá jadro. Chvost mierne tleje.
Ale bližšie k Slnku - a nie to isté.
Tvár už horí, svetlo už nie je zlomkové,
A schopný najazdiť milióny kilometrov
Rozprestiera sa hrozivá chvostová stopa.
Svetlé jadro sa zahustí a obežná dráha sa zníži.
Kométa nahnevane žiari.
Úplný oheň je jej vnútrom.

(K. Balmont). 1908

IV. Správa k téme lekcie

Prečítajte si tému lekcie napísanú pomocou ikon. Deti si vyberú požadované písmeno z názvu každej planéty.

slnko - 1
slnko – 2
Zem - 1
Venuša - 1
Ortuť – 2
Zem - 1
Deimos – 1
Jupiter – 3
Neptún – 2

Ľudia sa už dlho pýtali, čo je na oblohe, prečo sú viditeľné buď jednotlivé hviezdy alebo ich zhluky. Mentálne spojili tieto hviezdy medzi sebou a získali určité obrazce, ktoré sa neskôr nazývali súhvezdiami. Dnes sa tiež pokúsime dozvedieť o súhvezdí a prečo sa tak nazývajú. Otvorte si zošity a zapíšte si tému hodiny: KONŠTELÁCIE.

V. Zavedenie nového materiálu

Zapisovanie definície do poznámkového bloku. Skupiny hviezd usporiadané v určitom poradí sa nazývajú súhvezdia.

Predtým neexistovali zariadenia, ktoré by pomáhali pohybovať sa vo vesmíre. Preto sme sa museli presúvať v noci. Ako je to možné, keď je v noci tma? Deti odpovedajú - vedené Polárkou). Táto hviezda dostala názov KOMPAS. Učiteľ začne počúvať príbeh - „Cesta Seryozhy a Sveta, ktorých otec pracuje ako astronóm.

Príbeh

Dnes nič nerobilo Seryozhu šťastným: stratil kompas. Keď sa o tom otec dozvedel, povedal:
"Sever a juh budete musieť určiť podľa nebeských telies."
- Aké ďalšie svietidlá? - spýtal sa Seryozha.
"Pri Slnku, pri hviezdach - to sú napokon nebeské telesá," odpovedal otec.
"Slnko a hviezdy vôbec nie sú kompas," povedal Seryozha neveriacky.
"Nie kompas, ale nie horší ako kompas," usmial sa otec.
– Na oblohe je hviezda, ktorá úplne nahrádza kompas. Volá sa Polárka.
Ako ho môžete nájsť na hviezdnej oblohe? Musíte nájsť 7 hviezd umiestnených blízko seba na oblohe. A ak spojíte týchto 7 hviezd s mentálnymi čiarami, získate súhvezdie Veľkého medveďa a najjasnejšiu hviezdu na chvoste Malého medveďa.
Ale preto sa to tak volá, existuje niekoľko legiend, vypočujte si jednu z nich.
Mocná a zlá čarodejnica premenila krásne dievča menom Calisto na veľkú medvedicu a veštkyňa premenila svoju slúžku na malú. Odvtedy chyžná sprevádzala svoju pani po celý čas. Preto sa na oblohe Malý medveď vždy nachádza vedľa Veľkého medveďa.
Otvorte atlas. Toto je moderná hviezdna mapa, ale predtým to neboli hviezdy, ktoré boli zobrazené na mape. V súčasnosti vedci nepovažujú súhvezdia za postavy hviezd, ale za určité oblasti hviezdnej oblohy. Celkovo je obloha rozdelená na 88 súhvezdí, z ktorých na území našej krajiny je možné vidieť 54. Názvy mnohých súhvezdí k nám prišli zo starovekého Grécka a sú spojené s postavami rôznych mýtov a legiend. S takouto legendou sa spájajú napríklad názvy súhvezdí: Cassiopeia, Cepheus, Andromeda, Pegasus a Perseus.
Mýtický kráľ Etiópčanov Cepheus mal krásnu manželku - kráľovnú Cassiopeiu. Jedného dňa chválila krásu svojej dcéry Andromedy v prítomnosti Nereidov - rozprávkových obyvateľov morí. Nereidy veľmi závideli, sťažovali sa bohovi morí Poseidonovi, že Artemis je krajšia ako oni, a Poseidon vypustil na pobrežie Etiópie strašné monštrum, ktoré požieralo ľudí. Cepheus, aby zachránil obyvateľov svojho štátu, musel dať svoju milovanú dcéru Andromedu, aby ju zožrala príšera. Bola pripútaná ku skale na brehu mora a tu čakala na svoju smrť. Andromedu však zachránil hrdina Perseus, ktorý priletel na okrídlenom koňovi Pegasovi. Súhvezdia boli pomenované na počesť hrdinov tejto legendy.
Odvtedy sa na oblohe objavili súhvezdia Cepheus, Cassiopeia, Andromeda a Perseus. Nájdite ich na mape.

VI. Práca na téme lekcie

Nakreslite obrázok svojho súhvezdia a vedľa neho znázornite hlavný atribút Boha.
Barana (apríla) sprevádzala holubica Afrodita (Venuša).
Býk (máj) postavil Apolónovu grécku trojnožku.
Pre Blížencov (jún) namaľovali korytnačku, obľúbenú Hermesa (Merkúra).
Rak (júl) pokojne sedel pod krídlom orla - satelitu Dia. (Jupiter).
Blízko Lea (august) stál kôš Demeter (Ceres) prepletený hadom.
Panna (september) držala dve pochodne a za nimi bol viditeľný klobúk Hefaista (Vulkán).
Vedľa dieťaťa, ktoré držalo Váhy (október), bola zobrazená vlčica, spoločníčka boha vojny Aresa (Mars).
Škorpióna (november) sprevádzal pes bohyne lovkyne Artemis (Diana).
To, že Strelec (december) je obľúbeným súhvezdím bohyne krbu Hestie (Vesta), pripomínala lampa s osliou hlavou.
Kozorožec (január) sa nerozlúčil s pávom Zeusovej manželky Hery (Juno).
Vodnár (február) bol nebeským náprotivkom Poseidona (Neptúna), a preto vedľa neho bol obraz delfína.
Súhvezdie Rýb (Marec) bdelo „strážila“ sova Aténa (Minevra).
Samostatná práca žiakov s mapou hviezdnej oblohy.
Úloha: nájdite na hviezdnej mape súhvezdia Veľký a Malý medveď, Draco, Cepheus, Cassiopeia. Nakreslite si ich do zošita a podpíšte sa.

VII. Spodná čiara

- Naša cesta sa skončila. Je čas vrátiť sa späť. Kde sme dnes boli?
- Čo si videl? Čo sú to súhvezdia? Aké súhvezdia si pamätáte?

Človek sa rodí ako hviezda
Medzi nejasnou hmlistou mliečnosťou,
V nekonečne to začína
A končí vo večnosti...
Vytvorené generáciami
Storočie za storočím je Zem neporušiteľná.
Človek sa rodí ako hviezda
Aby sa vesmír stal jasnejším.

– Kto sú hviezdy v našej triede?
– Pozrite sa, čo je na oblohe, ak mentálne spojíte naše hviezdy, dostanete číslo „5“. Teraz tomu dajme názov. Nech nás teda táto konštelácia sprevádza celý rok.

VIII. Domáca úloha

Nájdite a nakreslite symboly všetkých znamení zverokruhu.

Literatúra.

1. Dubková S.I."Príbehy hviezdnej oblohy"; M., „Biele mesto“, 2009.

Každý vie, ako vyzerajú hviezdy na oblohe. Drobné, svietiace svetielka. V dávnych dobách ľudia nevedeli prísť na vysvetlenie tohto javu. Hviezdy boli považované za oči bohov, duše mŕtvych predkov, strážcov a ochrancov, chrániacich pokoj človeka v tme noci. Potom si nikto nemohol myslieť, že aj Slnko je hviezda.

Čo je hviezda

Prešlo mnoho storočí, kým ľudia pochopili, čo sú hviezdy. Typy hviezd, ich charakteristiky, predstavy o chemických a fyzikálnych procesoch, ktoré sa tam vyskytujú - to je nová oblasť poznania. Starovekí astronómovia si ani nevedeli predstaviť, že takéto svietidlo v skutočnosti vôbec nie je malé svetlo, ale nepredstaviteľne veľká guľa horúceho plynu, v ktorej prebiehajú reakcie.

termonukleárna fúzia. V skutočnosti je zvláštny paradox, že slabé hviezdne svetlo je oslnivou žiarou jadrovej reakcie a príjemné teplo slnka je príšerné teplo miliónov Kelvinov.

Všetky hviezdy, ktoré je možné vidieť na oblohe voľným okom, sa nachádzajú v galaxii Mliečna dráha. K tomu patrí aj slnko a nachádza sa na jeho okraji. Je nemožné si predstaviť, ako by vyzerala nočná obloha, keby Slnko bolo v strede Mliečnej dráhy. Koniec koncov, počet hviezd v tejto galaxii je viac ako 200 miliárd.

Trochu o histórii astronómie

Starovekí astronómovia mohli tiež rozprávať nezvyčajné a zaujímavé veci o hviezdach na oblohe. Už Sumeri identifikovali jednotlivé súhvezdia a zverokruhový kruh a ako prví vypočítali delenie plného uhla 360 0 . Vytvorili aj lunárny kalendár a dokázali ho zosynchronizovať so solárnym. Egypťania verili, že Zem je vo vesmíre, ale tiež vedeli, že Merkúr a Venuša sa točia okolo Slnka.

V Číne sa astronómia ako veda skúmala už koncom 3. tisícročia pred Kristom. e., a

Prvé observatóriá sa objavili v 12. storočí. BC e. Študovali zatmenia Mesiaca a Slnka, boli schopní pochopiť ich príčinu a dokonca vypočítať dátumy predpovedí, pozorovať spŕšky meteoritov a trajektórie komét.

Starí Inkovia poznali rozdiely medzi hviezdami a planétami. Existujú nepriame dôkazy, že si boli vedomí Galilejčanov a vizuálneho rozmazania obrysov disku Venuše v dôsledku prítomnosti atmosféry na planéte.

Starovekí Gréci boli schopní dokázať sférickosť Zeme a vyslovili predpoklad, že systém bol heliocentrický. Pokúsili sa vypočítať priemer Slnka, aj keď mylne. Ale Gréci boli prví, ktorí v zásade navrhli, že Slnko je väčšie ako Zem; predtým si každý, spoliehajúc sa na vizuálne pozorovania, myslel inak. Grécky Hipparchos bol prvý, kto vytvoril katalóg svietidiel a identifikoval rôzne typy hviezd. Klasifikácia hviezd v tejto vedeckej práci bola založená na intenzite žiary. Hipparchos identifikoval 6 tried jasu, celkovo bolo v katalógu 850 svietidiel.

Čomu venovali pozornosť starí astronómovia?

Pôvodná klasifikácia hviezd bola založená na ich jasnosti. Toto kritérium je napokon jediné dostupné pre astronóma vyzbrojeného len ďalekohľadom. Najjasnejšie hviezdy alebo tie s jedinečnými viditeľnými vlastnosťami dokonca dostali svoje vlastné mená a každý národ má svoje vlastné. Takže Deneb, Rigel a Algol sú arabské mená, Sirius je latinčina a Antares je gréčtina. Polárna hviezda v každom národe má svoje vlastné meno. Toto je možno jedna z najdôležitejších hviezd v „praktickom zmysle“. Jeho súradnice na nočnej oblohe sú napriek rotácii Zeme nezmenené. Ak sa ostatné hviezdy pohybujú po oblohe od východu do západu slnka, potom Polárka nemení svoju polohu. Preto to bolo to, čo námorníci a cestujúci používali ako spoľahlivého sprievodcu. Mimochodom, na rozdiel od všeobecného presvedčenia, toto nie je najjasnejšia hviezda na oblohe. Polárna hviezda navonok nijako nevyniká – ani veľkosťou, ani intenzitou svojej žiary. Môžete to nájsť iba vtedy, ak viete, kde hľadať. Nachádza sa na samom konci „rúčky vedra“ Malého medveďa.

Na základe čoho je klasifikácia hviezd založená?

Moderní astronómovia, ktorí odpovedajú na otázku, aké typy hviezd existujú, pravdepodobne nespomínajú jas žiary alebo polohu na nočnej oblohe. Možno ako historický exkurz alebo v prednáške určenej poslucháčom úplne vzdialeným od astronómie.

Moderná klasifikácia hviezd je založená na ich spektrálnej analýze. V tomto prípade sa zvyčajne uvádza aj hmotnosť, svietivosť a polomer nebeského telesa. Všetky tieto ukazovatele sú uvedené vo vzťahu k Slnku, to znamená, že sú to jeho charakteristiky, ktoré sa berú ako jednotky merania.

Klasifikácia hviezd je založená na takom kritériu, ako je absolútna magnitúda. Toto je zdanlivý stupeň jasu bez atmosféry, ktorý sa bežne nachádza vo vzdialenosti 10 parsekov od pozorovacieho bodu.

Okrem toho sa berú do úvahy variácie jasu a veľkosť hviezdy. Typy hviezd sú v súčasnosti určené ich spektrálnou triedou a podrobnejšie ich podtriedou. Astronómovia Russell a Hertzsprung nezávisle analyzovali vzťah medzi svietivosťou, absolútnou teplotou povrchu a spektrálnou triedou svietidiel. Nakreslili diagram so zodpovedajúcimi súradnicovými osami a zistili, že výsledok nie je vôbec chaotický. Svietidlá na mape boli umiestnené v jasne rozlíšiteľných skupinách. Diagram umožňuje pri znalosti spektrálnej triedy hviezdy určiť jej absolútnu veľkosť s aspoň približnou presnosťou.

Ako sa rodia hviezdy

Tento diagram slúžil ako jasný dôkaz v prospech modernej teórie vývoja týchto nebeských telies. Graf jasne ukazuje, že najpočetnejšou triedou sú tie, ktoré patria medzi takzvané hviezdy hlavnej postupnosti. Typy hviezd patriacich do tohto segmentu sú v súčasnosti najbežnejším bodom vývoja vo vesmíre. Ide o štádium vývoja hviezdy, v ktorom je energia vynaložená na žiarenie kompenzovaná energiou získanou počas termonukleárnej reakcie. Trvanie pobytu v tomto štádiu vývoja je určené hmotnosťou nebeského telesa a percentom prvkov ťažších ako hélium.

V súčasnosti všeobecne akceptovaná teória hviezdnej evolúcie tvrdí, že pri iniciál

V štádiu vývoja je hviezda vybitý obrovský oblak plynu. Vplyvom vlastnej gravitácie sa sťahuje, postupne sa mení na guľu. Čím silnejšia je kompresia, tým intenzívnejšia sa gravitačná energia mení na tepelnú energiu. Plyn sa zahreje a keď teplota dosiahne 15-20 miliónov K, spustí sa v novonarodenej hviezde termonukleárna reakcia. Potom sa proces gravitačnej kompresie zastaví.

Hlavné obdobie života hviezdy

Najprv v hĺbke mladej hviezdy prevládajú reakcie vodíkového cyklu. Toto je najdlhšie obdobie života hviezdy. Typy hviezd v tomto štádiu vývoja sú zastúpené v najhmotnejšej hlavnej sekvencii vyššie opísaného diagramu. V priebehu času sa vodík v jadre hviezdy minie a mení sa na hélium. Potom je termonukleárne spaľovanie možné len na periférii jadra. Hviezda sa stáva jasnejšou, jej vonkajšie vrstvy sa výrazne rozširujú a jej teplota klesá. Nebeské telo sa mení na červeného obra. Toto obdobie života hviezdy

oveľa kratší ako predchádzajúci. Jeho ďalší osud bol málo preskúmaný. Existujú rôzne predpoklady, ale zatiaľ nebolo prijaté žiadne spoľahlivé potvrdenie. Najbežnejšou teóriou je, že keď je hélia príliš veľa, hviezdne jadro, ktoré nie je schopné odolať vlastnej hmotnosti, sa stiahne. Teplota stúpa, kým hélium neprejde do termonukleárnej reakcie. Obludné teploty vedú k ďalšej expanzii a hviezda sa mení na červeného obra. Ďalší osud hviezdy podľa vedcov závisí od jej hmotnosti. Ale teórie týkajúce sa toho sú len výsledkom počítačových simulácií, ktoré nie sú potvrdené pozorovaniami.

Chladiace hviezdy

Pravdepodobne sa červení obri s nízkou hmotnosťou scvrknú, zmenia sa na trpaslíkov a postupne sa ochladia. Hviezdy s priemernou hmotnosťou sa môžu premeniť na jadro bez vonkajších krytov, ktoré bude naďalej existovať v strede takejto formácie, postupne sa ochladzuje a mení sa na bieleho trpaslíka. Ak centrálna hviezda vyžarovala výrazné infračervené žiarenie, nastávajú podmienky pre aktiváciu kozmického masera v rozpínajúcom sa plynovom obale planetárnej hmloviny.

Masívne hviezdy, keď sú stlačené, môžu dosiahnuť takú tlakovú úroveň, že elektróny sú doslova vtlačené do atómových jadier, pričom sa menia na neutróny. Pretože medzi

Tieto častice nemajú elektrostatické odpudzujúce sily, hviezda sa môže zmenšiť na veľkosť niekoľkých kilometrov. Navyše jeho hustota prekročí hustotu vody 100 miliónov krát. Takáto hviezda sa nazýva neutrónová hviezda a v skutočnosti ide o obrovské atómové jadro.

Naďalej existujú supermasívne hviezdy, ktoré sa v procese termonukleárnych reakcií postupne syntetizujú z hélia - uhlíka, potom kyslíka, z neho - kremíka a nakoniec železa. V tomto štádiu termonukleárnej reakcie nastáva výbuch supernovy. Supernovy sa zase môžu zmeniť na neutrónové hviezdy alebo, ak je ich hmotnosť dostatočne veľká, pokračovať v kolapse na kritickú hranicu a vytvárať čierne diery.

Rozmery

Klasifikácia hviezd podľa veľkosti môže byť realizovaná dvoma spôsobmi. Fyzická veľkosť hviezdy môže byť určená jej polomerom. Jednotkou merania je v tomto prípade polomer Slnka. Sú tu trpaslíci, stredne veľké hviezdy, obri a superobri. Mimochodom, samotné Slnko je len trpaslík. Polomer neutrónových hviezd môže dosiahnuť len niekoľko kilometrov. A supergiant sa úplne zmestí na obežnú dráhu planéty Mars. Veľkosť hviezdy sa môže vzťahovať aj na jej hmotnosť. Úzko súvisí s priemerom hviezdy. Čím je hviezda väčšia, tým je jej hustota nižšia a naopak, čím je hviezda menšia, tým je hustota vyššia. Toto kritérium sa príliš nelíši. Existuje len veľmi málo hviezd, ktoré sú 10-krát väčšie alebo menšie ako Slnko. Väčšina svietidiel spadá do rozsahu od 60 do 0,03 hmotnosti Slnka. Hustota Slnka, braná ako východiskový indikátor, je 1,43 g/cm 3 . Hustota bielych trpaslíkov dosahuje 10 12 g/cm 3 a hustota zriedkavých supergiantov môže byť miliónkrát menšia ako Slnko.

V štandardnej klasifikácii hviezd je schéma rozloženia hmoty nasledovná. Malé svietidlá zahŕňajú svietidlá s hmotnosťou od 0,08 do 0,5 solárneho. Stredné - od 0,5 do 8 hmotností Slnka a masívne - od 8 alebo viac.

Klasifikácia hviezd . Od modrej po bielu

Klasifikácia hviezd podľa farby v skutočnosti nie je založená na viditeľnej žiare tela, ale na spektrálnych charakteristikách. Emisné spektrum objektu je určené chemickým zložením hviezdy a od toho závisí aj jej teplota.

Najrozšírenejšia je Harvardská klasifikácia, vytvorená na začiatku 20. storočia. Podľa štandardov prijatých v tom čase klasifikácia hviezd podľa farby zahŕňa rozdelenie do 7 typov.

Hviezdy s najvyššou teplotou, od 30 do 60 000 K, sú teda klasifikované ako svietidlá triedy O. Majú modrú farbu, hmotnosť takýchto nebeských telies dosahuje 60 hmotností Slnka (s.m.) a polomer je 15 polomerov Slnka ( s.m.). R.). Čiary vodíka a hélia v ich spektre sú dosť slabé. Svietivosť takýchto nebeských objektov môže dosiahnuť 1 milión 400 tisíc slnečných svietivostí (s.s.).

Hviezdy triedy B zahŕňajú svietidlá s teplotami od 10 do 30 tisíc K. Sú to nebeské telesá bielo-modrej farby, ich hmotnosť začína od 18 s. m., a polomer je od 7 s. m Najnižšia svietivosť objektov tejto triedy je 20 tisíc s. s., a vodíkové čiary v spektre sa zintenzívňujú a dosahujú priemerné hodnoty.

Hviezdy triedy A majú teploty v rozmedzí od 7,5 do 10 tisíc K a sú bielej farby. Minimálna hmotnosť takýchto nebeských telies začína od 3,1 s. m. a polomer je od 2,1 s. R. Svietivosť objektov sa pohybuje od 80 do 20 tisíc s. s. Vodíkové čiary v spektre týchto hviezd sú silné a objavujú sa kovové čiary.

Objekty triedy F majú v skutočnosti žlto-bielu farbu, ale javia sa ako biele. Ich teplota sa pohybuje od 6 do 7,5 tisíc K, hmotnosť sa pohybuje od 1,7 do 3,1 cm, polomer - od 1,3 do 2,1 s. R. Svietivosť takýchto hviezd sa pohybuje od 6 do 80 s. s. Čiary vodíka v spektre slabnú, čiary kovov naopak zosilňujú.

Všetky typy bielych hviezd teda spadajú do tried od A po F. Ďalej sú podľa klasifikácie žlté a oranžové svietidlá.

Žlté, oranžové a červené hviezdy

Typy hviezd sa menia vo farbe od modrej po červenú, keď teplota klesá a veľkosť a svietivosť objektu klesá.

Hviezdy triedy G, kam patrí aj Slnko, dosahujú teploty od 5 do 6 tisíc K a sú žlté. Hmotnosť takýchto predmetov je od 1,1 do 1,7 s. m., polomer - od 1,1 do 1,3 s. R. Svietivosť - od 1,2 do 6 s. s. Spektrálne čiary hélia a kovov sú intenzívne, čiary vodíka sú stále slabšie.

Svietidlá patriace do triedy K majú teplotu 3,5 až 5 tisíc K. Vyzerajú žltooranžovo, ale skutočná farba týchto hviezd je oranžová. Polomer týchto objektov je v rozmedzí od 0,9 do 1,1 s. r., hmotnosť - od 0,8 do 1,1 s. m Jas sa pohybuje od 0,4 do 1,2 s. s. Vodíkové čiary sú takmer neviditeľné, kovové čiary sú veľmi silné.

Najchladnejšie a najmenšie hviezdy sú triedy M. Ich teplota je len 2,5 - 3,5 tisíc K a javia sa ako červené, hoci v skutočnosti sú tieto objekty oranžovo-červené. Hmotnosť hviezd je v rozmedzí od 0,3 do 0,8 s. m., polomer - od 0,4 do 0,9 s. R. Svietivosť je len 0,04 - 0,4 s. s. Toto sú umierajúce hviezdy. Len nedávno objavení hnedí trpaslíci sú chladnejší ako oni. Bola pre nich vyčlenená samostatná trieda M-T.

1. Rozmanitosť hviezd.

1.1. Svietivosť hviezd, veľkosť.

Ak sa pozriete na hviezdnu oblohu, okamžite si všimnete, že hviezdy sa výrazne líšia svojou jasnosťou - niektoré svietia veľmi jasne, sú ľahko viditeľné, iné je ťažké rozlíšiť voľným okom.

Dokonca aj staroveký astronóm Hipparchos navrhol rozlišovať jasnosť hviezd. Hviezdy boli rozdelené do šiestich skupín: prvá zahŕňa najjasnejšie - sú to hviezdy prvej veľkosti (skrátene - 1m, z latinského magnitudo - veľkosť), slabšie hviezdy - druhá veľkosť (2m) a tak ďalej až do šiestej skupiny. - voľným okom sotva viditeľné hviezdy. Veľkosť charakterizuje lesk hviezdy, to znamená osvetlenie, ktoré hviezda vytvára na Zemi. Jas 1m hviezdy je 100-krát väčší ako jas 6m hviezdy.

Jasnosť hviezd bola spočiatku určovaná nepresne, podľa oka; neskôr s príchodom nových optických prístrojov sa začala jasnosť určovať presnejšie a známe boli aj menej jasné hviezdy s magnitúdou väčšou ako 6. (Najvýkonnejší ruský ďalekohľad – 6-metrový reflektor – umožňuje pozorovať hviezdy do 24. rozsah.)

So zvyšujúcou sa presnosťou meraní a nástupom fotoelektrických fotometrov sa presnosť merania jasnosti hviezd zvyšovala. Hviezdne magnitúdy sa začali označovať zlomkovými číslami. Najjasnejšie hviezdy, rovnako ako planéty, majú nulovú alebo dokonca zápornú magnitúdu. Napríklad Mesiac pri splne má magnitúdu -12,5 a Slnko má magnitúdu -26,7.

V roku 1850 anglický astronóm N. Posson odvodil vzorec:

E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512 m2-m1

kde E1 a E2 sú osvetlenia vytvorené hviezdami na Zemi a m1 a m2 sú ich veľkosti. Inými slovami, napríklad hviezda prvej veľkosti je 2,5-krát jasnejšia ako hviezda druhej veľkosti a 2,52 = 6,25-krát jasnejšia ako hviezda tretej veľkosti.

Hodnota magnitúdy však nestačí na charakterizáciu svietivosti objektu, na to je potrebné poznať vzdialenosť k hviezde.

Vzdialenosť k objektu sa dá určiť bez toho, aby ste ho fyzicky dosiahli. Musíte zmerať smer k tomuto objektu z oboch koncov známeho segmentu (základne) a potom vypočítať rozmery trojuholníka tvoreného koncami segmentu a vzdialeným objektom. Táto metóda sa nazýva triangulácia.

Čím väčší je základ, tým presnejší je výsledok merania. Vzdialenosti k hviezdam sú také veľké, že dĺžka základne musí presahovať veľkosť zemegule, inak bude chyba merania veľká. Našťastie pozorovateľ cestuje okolo Slnka s planétou rok a ak vykoná dve pozorovania tej istej hviezdy s odstupom niekoľkých mesiacov, ukáže sa, že sa na ňu pozerá z rôznych bodov zemskej dráhy – a to je už slušný základ . Smer k hviezde sa zmení: mierne sa posunie na pozadí vzdialenejších hviezd. Toto posunutie sa nazýva paralaxa a uhol, o ktorý sa hviezda posunula na nebeskej sfére, sa nazýva paralaxa. Ročná paralaxa hviezdy je uhol, pod ktorým bol z nej viditeľný priemerný polomer obežnej dráhy Zeme, kolmo na smer hviezdy.

Pojem paralaxa sa spája s názvom jednej zo základných jednotiek vzdialenosti v astronómii – parsek. Toto je vzdialenosť k imaginárnej hviezde, ktorej ročná paralaxa by bola presne 1''. Ročná paralaxa akejkoľvek hviezdy súvisí so vzdialenosťou k nej podľa jednoduchého vzorca:

kde r je vzdialenosť v parsekoch, P je ročná paralaxa v sekundách.

Teraz boli pomocou metódy paralaxy určené vzdialenosti k mnohým tisícom hviezd.

Teraz, keď poznáte vzdialenosť hviezdy, môžete určiť jej svietivosť - množstvo energie, ktorú skutočne vyžaruje. Vyznačuje sa svojou absolútnou veľkosťou.

Absolútna magnitúda (M) je magnitúda, ktorú by mala hviezda vo vzdialenosti 10 parsekov (32,6 svetelných rokov) od pozorovateľa. Keď poznáte zdanlivú veľkosť a vzdialenosť k hviezde, môžete nájsť jej absolútnu veľkosť:

M = m + 5 – 5 * lg(r)

Hviezda najbližšia k Slnku, Proxima Centauri, je malý, slabý červený trpaslík so zdanlivou magnitúdou m=-11,3 a absolútnou magnitúdou M=+15,7. Napriek svojej blízkosti k Zemi je možné takúto hviezdu vidieť iba pomocou silného ďalekohľadu. Ešte slabšia hviezda č.359 podľa katalógu Wolf: m=13,5; M = 16,6. Naše Slnko svieti 50 000-krát jasnejšie ako Wolf 359. Hviezda δDoradus (na južnej pologuli) má len 8. zdanlivú magnitúdu a nie je viditeľná voľným okom, no jej absolútna magnitúda je M=-10,6; je miliónkrát jasnejšia ako Slnko. Ak by bol od nás v rovnakej vzdialenosti ako Proxima Centauri, svietil by jasnejšie ako Mesiac pri splne.

Pre Slnko M=4,9. Vo vzdialenosti 10 parsekov bude slnko viditeľné ako slabá hviezda, sotva viditeľná voľným okom.

1.2. Veľkosti, hmotnosti, hustota hviezd.

Hviezdy sú také vzdialené, že aj v tom najväčšom ďalekohľade vyzerajú len ako bodky. Ako zistíte veľkosť hviezdy?

Mesiac prichádza na pomoc astronómom. Pomaly sa pohybuje na pozadí hviezd, jedna po druhej blokuje svetlo prichádzajúce z nich. Hoci je uhlová veľkosť hviezdy extrémne malá, Mesiac ju nezakryje okamžite, ale v priebehu niekoľkých stotín alebo tisícin sekundy. Uhlová veľkosť hviezdy je určená trvaním procesu znižovania jasu hviezdy, keď je pokrytá Mesiacom. A ak poznáme vzdialenosť k hviezde, je ľahké získať jej skutočnú veľkosť z uhlovej veľkosti.

Ale len malá časť hviezd na oblohe je tak dobre umiestnená, že ich môže zakryť Mesiac. Preto sa zvyčajne používajú iné metódy na odhadovanie veľkostí hviezd. Uhlový priemer jasných a nie príliš vzdialených svietidiel je možné priamo merať špeciálnym zariadením - optickým interferometrom. Vo väčšine prípadov sa však polomer hviezdy (R) určuje teoreticky na základe odhadov jej celkovej svietivosti (L) a teploty (T):

R2 = L / (4πσT4)

Veľkosti hviezd sa veľmi líšia. Existujú superobrie hviezdy, ktorých polomer je tisíckrát väčší ako polomer Slnka. Na druhej strane sú známe trpasličie hviezdy s polomerom desaťkrát menším ako polomer Slnka.

Najdôležitejšou vlastnosťou hviezdy je jej hmotnosť. Čím viac hmoty sa zhromaždí do hviezdy, tým vyšší je tlak a teplota v jej strede, a to určuje takmer všetky ostatné vlastnosti hviezdy, ako aj vlastnosti jej životnej cesty.

Priame odhady hmotnosti možno robiť len na základe zákona univerzálnej gravitácie. Hmotnosť hviezd sa pohybuje v oveľa menších medziach: približne od 1028 do 1032 kilogramov. Existuje vzťah medzi hmotnosťou hviezdy a jej svietivosťou: čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým väčšia je jej svietivosť. Svietivosť je úmerná približne štvrtej mocnine hmotnosti hviezdy:

2. Štruktúra hviezd. Modely niektorých typov hviezd.

Štruktúra hviezd závisí od hmotnosti. Ak je hviezda niekoľkonásobne hmotnejšia ako Slnko, potom hlboko v jej hĺbke dochádza k intenzívnemu premiešavaniu hmoty (konvekcii), podobne ako vriaca voda. Táto oblasť sa nazýva konvekčné jadro hviezdy. Čím väčšia je hviezda, tým väčšia je jej časť konvekčné jadro, ktoré obsahuje zdroj energie. Keď sa vodík premieňa na hélium, molekulová hmotnosť materiálu jadra sa zvyšuje a jeho objem sa zmenšuje. Vonkajšie oblasti hviezdy sa zároveň rozširujú, zväčšujú sa a teplota jej povrchu klesá. Horúca hviezda – modrý obor – sa postupne mení na červeného obra.

Životnosť hviezdy priamo závisí od jej hmotnosti. Hviezdy so stonásobnou hmotnosťou Slnka žijú len niekoľko miliónov rokov. Ak je hmotnosť 2-3 slnečné, perióda sa zvyšuje na miliardu rokov. V trpasličích hviezdach, ktorých hmotnosť je menšia ako hmotnosť Slnka, nie je žiadne konvekčné jadro. Vodík v nich horí a mení sa na hélium v centrálnej oblasti. Keď úplne vyhorí, hviezdy sa pomaly zmršťujú a vďaka energii kompresie môžu existovať veľmi dlho.

Slnko a podobné hviezdy predstavujú prechodný prípad. Slnko má malé konvekčné jadro, ale nie veľmi jasne oddelené od zvyšku. Jadrové reakcie spaľovania vodíka prebiehajú tak v jadre, ako aj v jeho okolí. Vek Slnka je približne 4,5-5 miliárd rokov a počas tejto doby takmer nezmenilo svoju veľkosť a jas. Po vyčerpaní vodíka môže Slnko postupne dorásť do červeného obra, zhodiť svoj príliš roztiahnutý obal a ukončiť svoj život ako biely trpaslík. Ale to sa nestane skôr ako za 5 miliárd rokov.

U hviezd nižšej hlavnej postupnosti (červených trpaslíkov) prebiehajú termonukleárne reakcie v centrálnej časti jadra. Prenos energie na povrch hviezdy sa uskutočňuje konvekciou. V jasných hviezdach hornej časti hlavnej postupnosti sa prenos energie z konvekčného jadra uskutočňuje žiarením. Červení obri majú centrálne malé jadro z hélia, v ktorom je rovnaká teplota. Toto jadro je obklopené úzkou zónou, v ktorej prebiehajú jadrové reakcie. Nasleduje široká vrstva, kde sa energia prenáša konvekciou. Na rozdiel od červených obrov sú bieli trpaslíci homogénni a pozostávajú z degenerovaného plynu.

3. Premenné hviezdy. Nova a supernova.

Niekedy sa na oblohe objavia nové hviezdy: vzplanú, dosiahnu nezvyčajne jasný jas a potom v priebehu niekoľkých týždňov alebo mesiacov zmiznú, príležitostne znova vzplanú, ale nezmiznú navždy. Ide o takzvané premenné hviezdy, hviezdy, ktorých jasnosť sa mení. Až doteraz astronómovia nedospeli ku konsenzu o tom, aká minimálna zmena jasu stačí na to, aby bola hviezda zaradená do danej triedy. Katalógy premenných hviezd preto zahŕňajú všetky hviezdy, u ktorých boli spoľahlivo zachytené aj veľmi malé výkyvy jasnosti. V súčasnosti je v našej Galaxii známych viac ako 20 000 premenných hviezd. Premenné hviezdy sa líšia hmotnosťou, veľkosťou, vekom, príčinami premenlivosti a delia sa do niekoľkých veľkých skupín.

Jednou zo skupín sú pulzujúce hviezdy. Prvým, kto objavil takúto hviezdu, bol Fabritius, študent Tico Brighe, v roku 1596 a pomenoval ju Mira; táto hviezda mení svoju jasnosť s periódou 332 dní. Takéto hviezdy s dlhou periódou sa nazývajú poludníky. Ide najmä o červených obrov meniacich svoju jasnosť o niekoľko magnitúd s periódami v priemere od niekoľkých mesiacov do jeden a pol roka.

Bežnejšie a dobre preštudované sú premenné hviezdy inej triedy - cefeidy (pomenované podľa δ Cephei, objavené Goodreichom v roku 1784). Cefeidy sú pulzujúce obry. Ich obdobia sú veľmi odlišné - od 1,5 do 50 dní. Cefeidy boli objavené nielen v našej galaxii, ale aj v Magellanových oblakoch a v hmlovine Andromeda. Polárka, α Ursa Minor, tiež patrí medzi cefeidy. Amplitúda zmien jeho jasu je veľmi malá - od 2,64 m do 2,5 m a perióda je približne 4 dni.

Aký je dôvod zmeny jasu pulzujúcich hviezd? Najrozvinutejšia teória hovorí, že pulzácie sa vyskytujú pod vplyvom protichodných síl – sily príťažlivosti a tlakovej sily plynu vytláčajúceho látku von.

V stlačenom stave prevláda tlak plynu - hviezda expanduje. Priemerný, vyvážený stav hviezdy prekĺzne zotrvačnosťou, pretože expanzia prebieha veľmi rýchlo. V roztiahnutom stave tlak plynu zoslabne a gravitačné sily hviezdu opäť stlačia.

Nie sú to len pulzujúce premenné, ktoré priťahujú veľkú pozornosť astrofyzikov. Takzvané explodujúce hviezdy sú príkladom zložitých procesov v dvojhviezdnych sústavách, kde vzdialenosť medzi komponentmi nie je oveľa väčšia ako ich veľkosť. V dôsledku interakcie zložiek začne hmota z povrchových vrstiev menej hustej hviezdy prúdiť k druhej hviezde. Vo väčšine výbušných premenných je hviezda, ku ktorej plyn prúdi, biely trpaslík. Ak sa na jeho povrchu nahromadí veľa hmoty a náhle začnú termonukleárne reakcie, potom sa pozoruje prepuknutie novu.

Osobitnou skupinou premenných sú najmladšie hviezdy, ktoré vznikli relatívne nedávno (v kozmickom meradle) v oblastiach koncentrácie medzihviezdneho plynu. Nazývajú sa premenné Orion. Tieto hviezdy často menia svoju jasnosť náhodným spôsobom, ale niekedy tiež vykazujú známky periodicity súvisiacej s rotáciou okolo svojej osi.

Vyššie opísané premenné hviezdy menia svoju jasnosť v dôsledku zložitých fyzikálnych procesov vo vnútri alebo na povrchu alebo v dôsledku interakcií v blízkych dvojhviezdach. Ide o fyzicky premenlivé hviezdy. Našlo sa však veľa hviezd, ktorých premenlivosť sa vysvetľuje čisto geometrickými efektmi. Sú známe tisíce zákrytových premenných hviezd v binárnych systémoch. Ich komponenty, pohybujúce sa po ich obežných dráhach, niekedy prichádzajú jedna za druhou. Najznámejšou premennou hviezdou je Algol. Jas môže byť tiež nekonzistentný kvôli skutočnosti, že na povrchu hviezdy sú tmavé alebo svetlé škvrny. Hviezda sa otáča okolo svojej osi a otáča sa k pozemskému pozorovateľovi svetlejšou alebo tmavšou stranou.

Najvyšší stupeň variability pozorujeme u takzvaných nov a supernov. Keď vzplanie nová hviezda, jej jas sa tisíckrát zvýši. Potom, po niekoľkých dňoch, hviezda začne slabnúť, najskôr rýchlo, potom sa pokles jasnosti spomalí a niekedy je sprevádzaný jednotlivými krátkymi nárastmi.

Väčšina nových hviezd je súčasťou blízkych dvojhviezd, z ktorých jedna je typicky hviezda ako naše Slnko a druhá je biely trpaslík. Obežná dráha takejto dvojhviezdnej sústavy je tak blízko, že normálna hviezda je značne deformovaná slapovým vplyvom svojho kompaktného suseda. Plazma z atmosféry tejto hviezdy môže voľne padať na bieleho trpaslíka, v dôsledku čoho sa okolo neho vytvorí tenká hustá vrstva plynu, ktorej teplota sa postupne zvyšuje a stúpa na také vysoké hodnoty, že termonukleárna reakcia začína fúzia hélia. Vzhľadom na veľmi vysokú hustotu látky má výbušnú povahu. Práve tento termonukleárny výbuch na povrchu bieleho trpaslíka vedie k uvoľneniu nahromadenej škrupiny, ktorej expanzia a žiara sa pozoruje ako prepuknutie novu.

Ďalším vysvetlením výbuchu nov je uvoľnenie energie v plytkých vrstvách hviezdy. Výsledkom je výbuch, ktorý rozptýli vonkajšie vrstvy hmoty hviezdy do okolitého priestoru. Tým sa uvoľňuje energia, ktorú Slnko poskytuje počas desiatok tisíc rokov. Hmotnosť plynového obalu vyvrhnutého novou hviezdou je však relatívne malá a predstavuje približne stotisícinu hmotnosti hviezdy, takže po niekoľkých rokoch sa hviezda vráti do pôvodného stavu.

Odhady ukazujú, že v našej Galaxii sa každý rok rozžiari asi sto nových hviezd.

Oveľa pôsobivejší je výbuch supernovy. Supernova pri maximálnej jasnosti má magnitúdu -12 - -18 m, to znamená stokrát a tisíckrát jasnejšiu ako nové hviezdy. Svietivosť sa zvyšuje miliónkrát. K výbuchu dochádza vo veľkej hĺbke, väčšina hmoty hviezdy (a niekedy aj všetka) sa rozptýli rýchlosťou až 10 000 km. / sek. a zvyšok sa zmrští (zrúti) do superhustej neutrónovej hviezdy alebo čiernej diery. Vystrekované plyny tvoria plynové hmloviny. Najznámejšia z nich je Krabia hmlovina, ktorá je výsledkom výbuchu supernovy v roku 1054, zaznamenaného v čínskych kronikách. Supernovy hrajú dôležitú úlohu vo vývoji hviezd. Sú to posledné štádiá života hviezd s hmotnosťou viac ako 8-10 hmotností Slnka. Kompletná teória výbuchu supernovy s vytvorením kompaktného zvyšku a vymrštením vonkajšieho obalu ešte nebola vytvorená pre extrémnu zložitosť zohľadnenia všetkých fyzikálnych procesov vyskytujúcich sa počas tohto procesu.

4. Koniec hviezdy – bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy a čierne diery.

Keď hviezda vyčerpá svoje zdroje energie, začne sa ochladzovať a sťahovať sa. V tomto prípade sa fyzikálne vlastnosti plynu dramaticky menia, takže jeho tlak sa výrazne zvyšuje. Ak je hmotnosť hviezdy malá, potom sú gravitačné sily relatívne slabé a stláčanie hviezdy sa zastaví, prechádza do stabilného stavu bieleho trpaslíka. V modernej teórii hviezdneho vývoja sú bieli trpaslíci považovaní za konečnú fázu vývoja hviezd strednej a nízkej hmotnosti (menej ako 3-4 hmotnosti Slnka). Po vyhorení všetkého vodíka v centrálnych oblastiach starnúcej hviezdy by sa jej jadro malo zmenšiť a zahriať. Zároveň sa vonkajšie vrstvy veľmi rozťahujú, efektívna teplota hviezdy klesá a stáva sa červeným obrom. Výsledný tenký obal hviezdy je veľmi slabo spojený s jadrom a nakoniec sa rozptýli vo vesmíre. Na mieste bývalého červeného obra zostáva veľmi horúca a kompaktná hviezda pozostávajúca najmä z hélia - bieleho trpaslíka. Vďaka svojej vysokej teplote vyžaruje hlavne v ultrafialovej oblasti a ionizuje plyn rozpínajúcej sa škrupiny. Ak však hmotnosť prekročí určitú kritickú hodnotu, kompresia pokračuje. Pri veľmi vysokých hustotách sa elektróny spájajú s protónmi a vytvárajú neutrálne častice – neutróny. Čoskoro sa takmer celá hviezda skladá len z neutrónov, ktoré sú natlačené tak tesne, že obrovská hviezdna hmota sa sústredí do veľmi malej gule s polomerom niekoľkých kilometrov a stláčanie sa zastaví. Hustota tejto gule - neutrónovej hviezdy - je neuveriteľne vysoká aj v porovnaní s hustotou bielych trpaslíkov: môže prekročiť 10 miliónov ton / cm3.

Čo sa stane, ak je hmotnosť hviezdy taká veľká, že ani vznik neutrónovej hviezdy nezastaví gravitačný kolaps?

Čierne diery vznikajú v dôsledku kolapsu obrovských hviezd s hmotnosťou viac ako 3 hmotnosti Slnka. Pri stlačení sa ich gravitačné pole stáva čoraz hustejším. Nakoniec sa hviezda zmenší do takej miery, že svetlo už nedokáže prekonať jej gravitáciu. Polomer, na ktorý sa hviezda musí zmenšiť, aby sa stala čiernou dierou, sa nazýva gravitačný polomer. Pre masívne hviezdy je to niekoľko desiatok kilometrov. Je veľmi ťažké rozlíšiť čiernu dieru od neutrónovej hviezdy (ak nie je pozorované jej žiarenie). Preto je existencia čiernych dier často špekulatívna. Nález masívnych nesvietivých telies je však vážnym argumentom v prospech ich existencie.

5.1. Fyzikálne parametre Slnka.

Vďaka svojej blízkosti k Zemi je Slnko prirodzene najviac skúmanou hviezdou. Vo všetkých ohľadoch je Slnko najobyčajnejšia, najobyčajnejšia hviezda. Na Hertzsprung-Russellovom diagrame sa nachádza v strede hlavnej postupnosti medzi mnohými podobnými. Uvažujme ho ako zástupcu najbežnejšej triedy.

Slnko patrí do spektrálnej triedy G2, žltého trpaslíka. Teplota na povrchu Slnka je približne 6000ºС; teplota v strede je asi 14*106ºС. Priemer Slnka je 1,39 milióna kilometrov – stokrát väčší ako priemer Zeme. Hmotnosť – 2*1030 kg, priemerná hustota – 1410 kg/m3 (v strede ~ 105 kg/m3). Hlavnými zložkami Slnka, ako aj iných hviezd, sú vodík (70 %) a hélium (29 %). Zrýchlenie voľného pádu na povrchu je 274 metrov za sekundu (inými slovami, gravitačná sila je 28-krát väčšia ako na Zemi). Keďže Slnko je plazmová guľa, jeho vrstvy rotujú okolo svojej osi nerovnomerne – rýchlejšie na rovníku ako na póloch.

5.2. Vnútorná štruktúra Slnka.

Naše Slnko je obrovská svietiaca guľa plynu, v ktorej prebiehajú zložité procesy a v dôsledku toho sa neustále uvoľňuje energia. Vnútorný objem Slnka možno rozdeliť do niekoľkých oblastí. Poďme sa s nimi zoznámiť, počnúc od samého stredu. V centrálnej časti Slnka je zdroj jeho energie. Táto oblasť sa nazýva jadro. Pod váhou vonkajších vrstiev sa hmota vo vnútri Slnka stláča a čím hlbšie, tým silnejšie. Jeho hustota sa zvyšuje smerom k stredu spolu so zvyšujúcim sa tlakom a teplotou. V jadre, kde teplota dosahuje 15 miliónov K, sa uvoľňuje energia. Táto energia sa uvoľňuje v dôsledku fúzie atómov ľahkých chemických prvkov na atómy ťažších. V hlbinách Slnka vzniká jeden atóm hélia zo štyroch atómov vodíka. Jadro má polomer nie väčší ako štvrtinu celkového polomeru Slnka. Polovica slnečnej hmoty je však sústredená v jej objeme a takmer všetka energia, ktorá podporuje žiaru Slnka, sa uvoľní. Ale energia horúceho jadra musí nejako uniknúť von, na povrch Slnka. Existujú rôzne spôsoby prenosu energie v závislosti od fyzikálnych podmienok prostredia, a to: prenos sálaním, prúdením a vedením tepla. Bezprostredne okolo jadra začína zóna prenosu energie žiarenia, kde sa šíri pohlcovaním a emisiou častí svetla – kvantá – látkou. Hustota, teplota a tlak klesajú, keď sa vzďaľujete od jadra, a energia prúdi rovnakým smerom. Celkovo je tento proces extrémne pomalý. Kvantám trvá mnoho tisíc rokov, kým sa dostanú zo stredu Slnka do fotosféry: koniec koncov, pri opätovnom vyžarovaní kvantá neustále menia smer a pohybujú sa dozadu takmer rovnako často ako dopredu. Ak by teda „sporák“ vo vnútri Slnka náhle zhasol, vedeli by sme o tom až o milióny rokov neskôr. Na svojej ceste cez vnútorné slnečné vrstvy sa tok energie stretáva s oblasťou, kde sa opacita plynu výrazne zvyšuje. Toto je konvekčná zóna Slnka. Energia sa tu neprenáša žiarením, ale konvekciou. Čo je to konvekcia? Keď tekutina vrie, mieša sa. Plyn sa môže správať rovnako. To isté sa deje na Slnku v oblasti konvekcie. Obrovské prúdy horúceho plynu stúpajú nahor, kde odovzdávajú svoje teplo okoliu a ochladený slnečný plyn klesá dole. Konvekčná zóna začína v polomere približne 0,7 od stredu a siaha takmer k najviditeľnejšiemu povrchu Slnka (fotosféra), kde sa prenos hlavného energetického toku opäť stáva žiarivým. Zo zotrvačnosti sem však stále prenikajú horúce prúdy z hlbších, konvekčných vrstiev. Pozorovateľom dobre známy vzor granulácie na povrchu Slnka je viditeľným prejavom konvekcie.

3.3 Slnečná atmosféra.

Hviezdy sú vyrobené výlučne z plynu. Ale ich vonkajšie vrstvy sa nazývajú aj atmosféra.

Atmosféra Slnka začína vo vzdialenosti 200-300 km. hlbšie ako viditeľný okraj slnečného disku. Tieto najhlbšie vrstvy atmosféry sa nazývajú fotosféra. Keďže ich hrúbka nie je väčšia ako jedna tritisícina slnečného polomeru, fotosféra sa niekedy bežne nazýva povrch Slnka. Hustota plynu vo fotosfére je približne rovnaká ako v stratosfére Zeme a stokrát menšia ako na povrchu Zeme. Teplota fotosféry klesá na 8000 K v hĺbke 300 km. až 4000 K v najvrchnejších vrstvách. V ďalekohľade s veľkým zväčšením môžete pozorovať jemné detaily fotosféry: všetko sa zdá byť posiate malými jasnými zrnkami – granulami, oddelenými sieťou úzkych tmavých cestičiek. Granulácia je výsledkom miešania teplejších prúdov plynu stúpajúcich a chladnejších klesajúcich. Rozdiel teplôt medzi nimi vo vonkajších vrstvách je relatívne malý, no hlbšie v konvekčnej zóne je väčší a miešanie prebieha oveľa intenzívnejšie. Konvekcia vo vonkajších vrstvách Slnka zohráva obrovskú úlohu pri určovaní celkovej štruktúry atmosféry. V konečnom dôsledku je to konvekcia ako výsledok komplexnej interakcie so slnečnými magnetickými poľami, ktorá je príčinou všetkých rôznorodých prejavov slnečnej aktivity. Fotosféra postupne prechádza do redších vonkajších vrstiev slnečnej atmosféry – chromosféry a koróny.

Chromosféra (grécky „guľa svetla“) je pomenovaná pre svoju červenofialovú farbu. Je viditeľný počas úplného zatmenia Slnka ako rozstrapkaný jasný prstenec okolo čierneho disku Mesiaca, ktorý práve zatmil Slnko. Chromosféra je veľmi heterogénna a pozostáva hlavne z pretiahnutých podlhovastých jazykov (spicules), vďaka čomu vyzerá ako horiaca tráva. Teplota týchto chromosférických výtryskov je 2-3 krát vyššia ako vo fotosfére a hustota je státisíckrát nižšia. Celková dĺžka chromosféry je 10-15 tisíc km. Nárast teploty v chromosfére sa vysvetľuje šírením vĺn a magnetických polí, ktoré do nej prenikajú z konvekčnej zóny. Látka sa zahrieva približne rovnakým spôsobom, ako keby bola v obrovskej mikrovlnnej rúre. Rýchlosť tepelného pohybu častíc sa zvyšuje, zrážky medzi nimi sú častejšie a atómy strácajú svoje vonkajšie elektróny: látka sa stáva horúcou ionizovanou plazmou. Tieto isté fyzikálne procesy tiež udržiavajú nezvyčajne vysokú teplotu najvzdialenejších vrstiev slnečnej atmosféry, ktoré sa nachádzajú nad chromosférou. Často počas zatmení možno nad povrchom slnka pozorovať bizarne tvarované „fontány“, „oblaky“, „lieviky“, „kríky“, „oblúky“ a iné jasne svietiace útvary chromosférickej hmoty. Ide o najambicióznejšie útvary slnečnej atmosféry – protuberancie. Majú približne rovnakú hustotu a teplotu ako chromosféra. Ale sú nad ním a obklopené vyššími, vysoko riedkymi hornými vrstvami slnečnej atmosféry. Protuberancie nespadajú do chromosféry, pretože ich hmota je podporovaná magnetickými poľami aktívnych oblastí Slnka. Niektoré výbežky, ktoré zostali dlhý čas bez viditeľných zmien, zrazu akoby explodovali a ich hmota sa vrhá do medziplanetárneho priestoru rýchlosťou stoviek kilometrov za sekundu.

Na rozdiel od chromosféry a fotosféry má najvzdialenejšia časť slnečnej atmosféry – koróna – obrovský rozsah: rozprestiera sa na miliónoch kilometrov, čo zodpovedá niekoľkým slnečným polomerom. Hustota hmoty v slnečnej koróne klesá s výškou oveľa pomalšie ako hustota vzduchu v zemskej atmosfére. Korónu je najlepšie pozorovať počas úplnej fázy zatmenia Slnka. Hlavným znakom koruny je jej žiarivá štruktúra. Koronálne lúče majú širokú škálu tvarov: niekedy sú krátke, niekedy dlhé, niektoré lúče sú rovné a niekedy sú silne zakrivené. Celkový vzhľad slnečnej koróny sa pravidelne mení. Môže za to jedenásťročný cyklus slnečnej aktivity. Mení sa tak celkový jas, ako aj tvar slnečnej koróny. Počas éry maximálnych slnečných škvŕn má pomerne okrúhly tvar. Keď je škvŕn málo, tvar koróny sa predĺži, zatiaľ čo celkový jas koróny klesá. Takže koróna Slnka je najvzdialenejšia časť jeho atmosféry, najtenšia a najhorúcejšia. Dodajme, že je aj k nám najbližšie: ukazuje sa, že siaha ďaleko od Slnka v podobe prúdu plazmy, ktorý sa od neho neustále pohybuje – slnečnému vetru. V skutočnosti žijeme obklopení slnečnou korónou, hoci chránení pred jej prenikavým žiarením spoľahlivou bariérou v podobe zemského magnetického poľa.

Bibliografia:

1. V. P. Tsesevič. Premenné hviezdy a ich pozorovanie. – M. 1980.

2. V. G. Gorbatskij. Kozmické výbuchy. – M. 1979.

3. F. Hoyle. Galaxie, jadrá a kvazary. – Ed. "Mir", M. 1968.

4. Kozmonautika. Encyklopédia. Ed. V. P. Gluško. M. 1985.

Dielo dokončila žiačka 11. ročníka E Platonova Vera

2002

Rozmanitosť hviezd.
1. Svietivosť hviezd, veľkosť.

Dokonca aj staroveký astronóm Hipparchos navrhol rozlišovať jasnosť hviezd. Hviezdy boli rozdelené do šiestich skupín: do prvej patria najjasnejšie - sú to hviezdy prvej veľkosti (skrátene 1 m, z latinského magnitudo - veľkosť), slabšie hviezdy - druhá veľkosť (2 m) atď. šiesta skupina - sotva viditeľné hviezdy voľným okom. Veľkosť charakterizuje lesk hviezdy, to znamená osvetlenie, ktoré hviezda vytvára na Zemi. Jas hviezdy 1 m je 100-krát väčší ako jas hviezdy 6 m.

V roku 1850 anglický astronóm N. Posson odvodil vzorec:

E 1 /E 2 =(5 √100) m3-m1 ≈2,512 m2-m1

Kde E 1 a E 2 sú osvetlenia vytvorené hviezdami na Zemi a m 1 a m 2 sú ich veľkosti. Inými slovami, hviezda napríklad prvej veľkosti je 2,5-krát jasnejšia ako hviezda druhej veľkosti a 2,52 = 6,25-krát jasnejšia ako hviezda tretej veľkosti.

Hodnota magnitúdy však nestačí na charakterizáciu svietivosti objektu, na to je potrebné poznať vzdialenosť k hviezde.

Kde r je vzdialenosť v parsekoch, P je ročná paralaxa v sekundách.

Teraz boli pomocou metódy paralaxy určené vzdialenosti k mnohým tisícom hviezd.

Teraz, keď poznáte vzdialenosť hviezdy, môžete určiť jej svietivosť - množstvo energie, ktorú skutočne vyžaruje. Vyznačuje sa svojou absolútnou veľkosťou.

M = m + 5 – 5 * log(r)

Hviezda najbližšia k Slnku, Proxima Centauri, je malý, slabý červený trpaslík so zdanlivou magnitúdou m=-11,3 a absolútnou magnitúdou M=+15,7. Napriek svojej blízkosti k Zemi je možné takúto hviezdu vidieť iba pomocou silného ďalekohľadu. Ešte slabšia hviezda č.359 podľa katalógu Wolf: m=13,5; M = 16,6. Naše Slnko svieti 50 000-krát jasnejšie ako Wolf 359. Hviezda δ Doradus (na južnej pologuli) má len 8. zdanlivú magnitúdu a nie je viditeľná voľným okom, no jej absolútna magnitúda je M=-10,6; je miliónkrát jasnejšia ako Slnko. Ak by bol od nás v rovnakej vzdialenosti ako Proxima Centauri, svietil by jasnejšie ako Mesiac pri splne.

Pre Slnko M=4,9. Vo vzdialenosti 10 parsekov bude slnko viditeľné ako slabá hviezda, sotva viditeľná voľným okom.

Bileovské základy modernej vedy Morris Henry

Rozmanitosť hviezd

Necvičenému alebo neautorizovanému ľudskému oku sa všetky hviezdy zdajú takmer identické, s výnimkou rozdielov v jasnosti, ktoré možno vysvetliť ich rôznymi vzdialenosťami. Aj cez ďalekohľad sa hviezdy javia ako svetlé body na oblohe. Biblia však naznačuje, že všetky sú iné. Nielenže dostali od Boha rôzne mená. „Hviezda sa líši od hviezdy v sláve“ (1. Kor. 15:41). Slovo preložené ako "sláva" (gréčtina) doxa), tiež označuje „dôstojnosť“, „česť“, „chválu“ alebo „uctievanie“. To znamená, že toto slovo nemožno pripísať iba jasu hviezdy; tiež naznačuje, že každá hviezda zaberá osobitné miesto, ktoré Boh určil v nebeskej štruktúre na naplnenie svojej konkrétnej hviezdy. Bohom určená funkcia.

Rozdiel medzi hviezdami naznačuje vedecký fakt, že každá z nich zaujíma inú pozíciu na štandardnom astronomickom diagrame, známom ako Hertzsprung-Russellov (HR) diagram. Vodorovnou osou HR diagramu (obr. 8) je teplota hviezdy (klesá zľava doprava). Vertikálna os je svietivosť (vzhľadom na Slnko, stúpa zdola nahor).

Obrázok 8. Hertzsprungov-Russellov diagram a diverzita hviezd.

Predpokladá sa, že HR diagram potvrdzuje evolučný vývoj hviezd. V skutočnosti to posilňuje biblické učenie o nekonečnej rozmanitosti hviezd, pretože každá hviezda zaberá jedinečné miesto na diagrame.

Hoci každá hviezda zaberá svoje vlastné miesto na diagrame, astronómovia sa pokúsili zoskupiť hviezdy pre pohodlie, pričom každej skupine dali meno v závislosti od jej polohy. Väčšina hviezd bola v širokom pásme, ktorý na diagrame plynulo klesá doprava. Nazývajú sa hviezdy hlavnej postupnosti. Jasné horúce hviezdy sú zvyčajne väčšie a hmotnejšie ako ostatné. Okrem toho, keď sa posúvame nadol po páse hlavnej sekvencie, spektrálny typ hviezd má tendenciu meniť sa z modrobielej vľavo (jasné, horúce hviezdy) na červenú vpravo (studené hviezdy s nízkou svietivosťou). Na základe charakteristík spektra boli hviezdy podmienene rozdelené do siedmich tried uvedených v tabuľke 3.

Väčšina informácií o hviezdach pochádza zo spektrálnej analýzy svetla, ktoré z nich vychádza (ako je uvedené v tabuľke). Analýzou hviezdneho spektra môžete zistiť teplotu povrchu hviezdy, jej chemické zloženie, charakter jej magnetického poľa a mnohé ďalšie vlastnosti.

Týchto sedem kategórií nepokrýva všetky typy hviezd. Nepatria sem napríklad červení obri, nadobory, bieli trpaslíci, premenné hviezdy, pulzary, dvojhviezdy, planetárne hmloviny, neutrónové hviezdy, (predpokladané) čierne diery atď.. Rozlišujú sa aj hviezdy prvej generácie (pozostávajú takmer výlučne z ľahkých prvkov – vodíka a hélia) a druhej generácie (obsahujúcich značné množstvo ťažkých prvkov).

Veľké hviezdne systémy sa nazývajú galaxie. Delia sa na rôzne typy: eliptické hmloviny, normálne špirálové hmloviny, skrížené špirály, trpasličie galaxie a nepravidelné galaxie. Naša slnečná sústava je súčasťou galaxie Mliečna dráha, ktorá priamo patrí medzi špirálové galaxie. Napríklad v rámci jednej galaxie. V Mliečnej dráhe sa nachádzajú rôzne hviezdokopy, ktoré sa delia na otvorené a guľové. Okrem toho sú samotné galaxie spojené do rôznych zhlukov galaxií. Mliečna dráha a viac ako dvadsať ďalších galaxií tvoria kopu nazývanú Miestna skupina galaxií. Okrem toho existujú zhluky zhlukov alebo superklastre.

Keďže naša kniha nie je učebnicou astronómie a keďže Biblia nehovorí nič o celej tejto mase hviezd a galaxií (v skutočnosti žiadnu z galaxií okrem Mliečnej dráhy nie je možné vidieť ani bez ďalekohľadu), nedotkneme sa klasifikácia alebo diskusia o týchto nebeských prvkoch . Biblia zdôrazňuje len skutočnosť takmer nespočetného množstva a nekonečnej rozmanitosti obrovských nebeských telies, ktoré by nás mali viesť k radosti zo sily a veľkosti ich Stvoriteľa. „Zdvihni oči hore nebo a pozri kto ich vytvoril? Kto vyvedie armádu tým, že ich spočíta? Všetkých ich volá po mene: pre hojnosť svojej sily a veľkú silu od neho nič nepoľavuje“ (Izaiáš 40:26). Hoci nevieme, prečo Boh stvoril takú širokú škálu hviezd, môžeme si byť istí, že na to boli dobré dôvody. Ako bolo uvedené v predchádzajúcej kapitole, hviezdy boli stvorené na večnosť, takže v nasledujúcich storočiach bude dostatok času na nájdenie odpovedí na tieto otázky.

Z knihy Bilean Foundations of Modern Science od Morrisa Henryho

Počet hviezdičiek Prvá vec, ktorú by som sa chcel spýtať na hviezdy, je koľko ich je? Pri pohľade na oblohu za jasnej noci nás šokuje obrovské množstvo svietidiel roztrúsených po oblohe. Ale bez ďalekohľadu môžete vidieť len asi štyritisíc hviezd a je nepravdepodobné, že by to tak bolo

Z knihy Na počiatku bolo slovo... Výklad základných biblických doktrín autora autor neznámy

Evolúcia hviezd Predchádzajúca kapitola stručne rozobrala dominantné teórie kozmického vývoja a poukázala na to, že žiadna z nich dnes nemá pevný základ. Takmer každý opustil teóriu nemenného stavu, dokonca aj jej autor Sir Fred Hoyle a teóriu

Z knihy Vedomie hovorí autora Balsekar Ramesh Sadashiva

3. Dôkazy hviezd. Kristus aj Ján tiež hovorili o páde hviezd, čo by naznačovalo blízky príchod Krista (pozri Zj 6:13; Mt 24:29). Toto proroctvo sa naplnilo 13. novembra 1833, kedy sa začal silný meteorický roj – najintenzívnejší pád hviezd z r.

Z knihy Ohnivá pevnosť (zbierka) autora Roerich Nikolaj Konstantinovič

Z knihy Revolúcia prorokov od Jemala Heydara

Rozmanitosť Dostávame listy z Akadémie výtvarných umení, z centra Spinoza, z našej Lotyšskej spoločnosti, z Jednoty žien, z Európskeho centra, z ďalekej Argentíny, z Číny a zo všetkých rôznych inštitúcií. Hlavná vec, ktorá vás upúta pri prijatí

Z knihy Rimanom od Johna Stotta

3. „Obloha bez hviezd“ Nekonečno je posledným objektom vnímania. - Kontemplatívny pôvod extázy. - Synovia nebies sú kasta kontemplátorov Čo teda človek vníma? Čo je predmetom tohto vnímania? Niečo zodpovedá vnímaniu na druhej strane steny. Ľudské

Z knihy Mýty a legendy Číny od Wernera Edwarda

A. Rôznorodosť cirkvi Medzi rímskymi kresťanmi bola veľká rôznorodosť rasy, pohlavia a sociálneho postavenia. Čo sa týka prvého znaku, už vieme, že do rímskej cirkvi patrili Židia a pohania, o čom svedčí aj zoznam mien. Očividne Akilah a

Z knihy Ďaleká budúcnosť vesmíru [Eschatology in Cosmic Perspective] od Ellisa Georgea

Z knihy Cesta Stvoriteľa autora Luzzato (Ramhal) Moshe Chaim

Z knihy Ľahká cesta na iné planéty od autora

Z knihy Ľahká cesta na iné planéty autora Bhaktivedanta A.C. Swami Prabhupada

O vplyve hviezd V prvej kapitole sme vysvetlili, že koreň všetkých hmotných objektov je v transcendentálnych silách. Všetky tieto objekty sú v nich zakorenené všetkými spôsobmi, akými by mali byť zakorenené, a potom musia byť premietnuté a rozšírené do materiality v

Z knihy Ježiš, prerušené slovo [Ako sa skutočne zrodilo kresťanstvo] od Ermana Bartha D.

Z knihy Stvorená príroda očami biológov autora Ždanová Tatyana Dmitrievna

Z knihy Eseje o porovnávacom náboženstve od Eliade Mircea

3. Rozmanitosť perspektív V polovici 90. rokov ma Oxford University Press poverila napísaním vysokoškolskej učebnice Nového zákona. Pochyboval som, že táto práca prispeje k mojej kariére: získať silné postavenie a získať trvalé miesto vo vzdelávacej inštitúcii

Z knihy autora

Rozmanitosť pohybov Mnohé zvieratá sú obdarené tradičným svalovým systémom na vykonávanie širokej škály dobre kontrolovaných pohybov a špeciálnymi podkožnými svalmi. Podieľa sa na termoregulácii a komunikácii zvierat. To zahŕňa kontrolu výrazov tváre a

Z knihy autora

3. ROZMANITOSŤ HIEROFÁNIÍ. Porovnania, ku ktorým sme sa uchýlili, aby sme dali pocit nespoľahlivosti faktického materiálu, ktorý má historik náboženstiev k dispozícii, sú, samozrejme, len hypotetické a treba ich za také považovať. Ale sú určené na ospravedlnenie