Taip pat jau aptarėme, kaip tarpžvaigždinės dulkelės veikia žvaigždžių šviesą. Kadangi trumpos elektromagnetinės bangos išsklaidomos ir sugeriamos labiau už ilgas, tai žvaigždžių šviesa ne tik susilpnėja, bet ir paraudonuoja( atsiranda spalvos ekscesas ), o tada jau galima nustatyti tarpžvaigždinių dulkių kiekį tarp bet kurios žvaigždės ir stebėtojo.

Tarpžvaigždinės dulkelės telkiasi į įvairaus dydžio debesis. Saulės aplinkoje dažniausiai sutinkami maždauk 10-15šm skersmens debesys, erdvė tarp debesų yra praktiškai laisva. Spiralinėse galaktikų vijose susidaro dideli dulkių debesų telkiniai, kurie optinėje šviesoje užstoja tolimesnes sritis ir atrodo kaip tamsūs Pauksčių Tako lopai. Tokie yra jau minėti Tauro-Persėjo, Gyvatnešio-Skorpiono-Šaulio tamsių debesų kompleksai, Didžioji Properša Gulbėje, Arklio Galva Orione( įklijos V pav.), Angliamaišis pietų danguje ir kt. Vidutinis tarpžvaigždinių dulkių tankis Galaktikos diske yra 10 g/cm                    

tamsiuose debesyse jis yra 100-1000 kartų didesnis.Jeigu dulkių debesis pasitaiko erdvėje netoli didelio šviesio žvaigždžių, dulkeles apšviečia jų šviesa ir stebime vadinamąjį atspindžio ūką. Būdingas tokio ūko pavyzdys yra Meropės ūkas Sietyno žvaigždžių spiečiuje.

Nors tarpžvaigždinių dulkių debesys iš karto pastebimi, tačiau jos sudaro vos 1/ visos tarpžvaigždinės medžiagos. Didžiąją tos medžiagos dalį sudaro dujos, kurios užpildo visą Galaktikos disko erdvę; vidutinis jų tankis 0.8 atomo į 1cm. Difuziniuose ūkuose, kurie šen bei ten matyti Paukščių Take, dujų tankis siekia 1000-10000 atomų į 1cm , o molekuliniuose debesyse – net 100 tūkst.

milijoną atomų į 1cm. Visų Galaktikos dujų masė yra apie 4 mlrd. Saulės masių, o tai sudaro apie 2/ visų Galaktikos žvaigždžių masės. Didžiausia dujų masės dalį( 73/) sudaro neutralus, jonizuotas ir molekulinis vandenilis, helio atomai sudaro 25/ masės, o sunkieji elementai (deguonis, anglis, geležis, azotas, silicis, magnis, kalcis, natris)- apie 2/. Palyginus su Saule, tarpžvaigždinėse dujose yra šimtus kartų mažiau aliuminio, silicio, kalcio, titano, geležies. Mat šie elementai susikondensavo į dulkeles.

Kaip jau minėta, tankiausi dujų telkiniai yra molekuliniai debesys, kur kartu koncentruojasi ir dulkelės. Dėl didelio debesies storio (jie tęsiasi iki 300šm) į jo centrines dalis neprasiskverbia šviesos ir ultravioletiniai spinduliai, todėl ten yra labai žema temperatūra(vos 10-30K) ir puikios sąlygos susidaryti molekulėms. Čia 90/ debesies masės sudaro molekulines vandenilis, taip pat yra CO, OH, NH, HCO ir kitų organinių labai sudėtingų molekulių- viso virš 50 rūšių. Šios molekulės sudaro vos šimtąsias procento dalis bendros debesies masės, tačiau jos labai svarbios gyvybės evoliucijai tose planetose, kurios susidaro iš molekulinių debesų medžiagos. Likusią molekulinio debesies masę sudaro atominis vandenilis(9/ masės) ir dulkės (1/ masės).

Jeigu arti nėra jonizuojančios žvaigždės, tai dujų debesys nematomi, pro juos laisvai, nė kiek nesusilpnėjusi praeina už jų esančių žvaigždžių šviesa. Tarpžvaigždines dujas galima aptikti tik pagal žvaigždžių spektruose paliekamas absorbcijas linijas. Šių linijų stiprumas rodo elementų gausumą, o linijų išplitimas ar poslinkiai į vieną ar kitą pusę liudija, kad dujų debesys juda.

Kartais dujų ūkas pasitaiko prie karštos O-B2 spektrinių klasių žvaigždės, ir jo molekulės yra suskaldomos, o atomai- jonizuojami,nes kinetinė temperatūra siekia 10-20 tūkst.K. Tokios jonizuoto vandenilio sritys vadinamos HII arba Striomgreno zonomis(pagal danų astronomą B. Striomgeną, kuris pirmasis jas paaiškino). Protonai po to pasigauna laisvuosius elektronus, ir tie leidžiasi šuoliais vandenilio atomo lygmenimis žemyn, spinduliudami Laimano, Balmerio, Pašeno, Breketo ir kitų serijų emisijos linijas- HII zona matoma  kaip emisinis ūkas. Tokių ūkų pavyzdžiai yra Didysis Oriono ūkas, Šiaurės Amerikos ir Pelikano ūkai Gulbėje arba Trilypisūkas Šaulio žvaigždyne.

Tarpžvaigždinės dujos taip pat ima švytėti, kai jas sužadina smūginė banga, susidariusi po supernovos ar novos žybtelėjimo arba dėl stipraus žvaigždžių vėjo. Taip susidaro žiediniai ūkai aplink smūginės bangos šaltinį. Švyti taip pat planetiškieji ūkai ir supernovų sprogimo liekanos.Artimiausi mums spiralinė galaktika yra Andromedos ūkas. Tai yra vienintelė Šiaurės pusrutulio galaktika, matoma plika akimi per 1 įdešinę nuo Andromedos v.Dabar didelės skiriamosios gebos nuotraukose matyti ne tik spiralinės vijos, bet ir emisiniai ūkai, kamuoliniai spiečiai, asociacijos ir atskiros didelio šviesio žvaigžės-supermilžinės, cefeidės, pagrindinės sekos O-B žvaigždės, raudonosios milžinės.Pagal daugelį parametrų Andromedos galaktika yra panaši į mūsų Galaktiką.Ten taip pat išsiskiria diskas su spiralinėmis vijomis, centrinis telkinys, tankus žvaigždžių spiečius galaktikos centre, sferoidas ir net masyvus nematomosios medžiagos vainikas.Ši galaktika yra lyg poligonas, kuriame bandomi ir kalibruojami įvairūs tarpgalaktinių nuotolių nustatymo metodai. Neseniai, tyrinėjant Andromedos ūką spiralines vijas, buvo patvirtinta tankio bangų teorija.

[Galaktikos sandara]: Galaktiką sudaro diskas ir jį supantis mažesnio tankio  sferoidas.  Šis truputi suplotas. Sferoido spindulys apie 80000 šm.Disko ir sferoido centrai sutampa.Disko žvaigždių tankis didėja artėjant prie Galaktikos centro.Centro link storėja ir diskas.Taip apie Galaktikos centrą susidaro centrinis žvaigždžių telkinys  čspindulys apie 8000 šm.Jame žvaigždės susispietusois kelis kartus tankiau negu palei Saulę.Iš viso Galaktikoje yra apie 250 milijardų žv.Daugiausiai žv. yra diske.Galaktikos diską sudarančios  žvaigždės ir ūkai skrieja aplink Galaktikos centrą apskritomis orbitomis.Saulės nuotoliu nuo Galaktikos centro greitis yra 220 mln.km/s,ji vieną kartą apskrieja aplink centrą per 230 mln. metų.Mūsų Galaktika yra spiralinė sistema.Jos diske didelės masės karštos žvaigždės ,supermilžinės ir dujų  bei dulkių debesys išsidėstę spiralės formos vijomis.Galaktikos centro pusėje artimiausia yra Šaulio vija , o  anticentro pusėje -Persėjo vija. Galaktikos sferoidą iš visų pusių gaubia Galaktikos vainikas ,kurio spindulys 700 000šm.

[Žvaigždžių spiečiai]: Spiečiai- vienodos kilmės erdvinės žvaigždžių grupės,susietos gravitacijos lauku.Pagal erdvinį tankį jie skirstomi:padrikieji ir kamuoliniai .Padrikuosius sudaro 10ir 100,o kamuolinius -1000 ir 100tūkst.žvaigždžių.Padrikųjų skersmuo yra 10-50 šm.eilės,o kamuolinių 3-4 kartus didesnis.Padr. daugiausiai yra Galaktikos diske,o kamuol.-sferoide ir centriniame telkinyje.Padr. spiečių ir disko pavienių žvaigždžių beveik apskritos.Kamuol. spiečiai skrieja aplink Galaktikos centrą ištęstomis elipsinėmis orbitomis.

[Tarpžvaigždinė medžiaga]: Galaktikos disko plokštumoje yra tarpžvaigždinės dujos  sudaro 99% ir dulkės 1% tarpžvaigždinės medž.  masės. dalis šios medž  tolygiai pasiskirstę diskeč o kitadalis telkiasi į  didesnio ar mažesnio tankio debesis spiralinėse vijose. Duju ir Saulės paviršiaus cheminė sudėtis labai  panaši: 74%vandenilio, 24%helio, 2%sunkesniųjų elementų. Dulkes susideda išmetalų ir jų oksidų, Si junginių ir grafito. Kaikurias jų dengia ledo ar sušalusio  amonniako sluoksnelis. Dulkės sugeria ir išsklaido už jų esančių žv. šviesą, todėl žv. šviesumas susilpnėja ir jos atrodo raudonesnės. Kai  dulkių debesis labai tankus gali visai užstoti toliau esančių žv. ir emisinių ūkų šviesą ir atrodyti kaip dėmės PT-ko ar ūko fone. Jei greta dulkių debesies esanti žv. apšviečia jo priekinę dalį, tai tamsus debesis virš šviesiu atspinžiu ūku.

[Visata]: Plija akimi lietuvoje matoma 1galaktika-Andromedos ūkas (Didysis ir Mažasis Magelano debesys-plika akimi matomi pietų pusrotuly) Pagal išvizdą galaktikos skirstomos į spiralines, elipsines, netaisyklingąsias, pekuliarines.  Spiralinės (žymimos raide S) panašios į mūsų galaktiką. Pagal centrinio telkinio ir disko matmenų santykį spiralinės galaktikos skirstomos į Sa, Sb, Sc, Sd. Mūsų galaktika- Sb. Spiralinių galaktikų skersmuo 20.000-150.000šm. Elipsinės(žymim raide E) Žvaigždžių tankis didėja artėjant nuo pakraščių link centro Skersmuo-5.000-200.000šm. Netaisyklingosios (žymimos I) be jokios simetrijos, ašies arba centrinio telkinio Skersmuo-5.000-30.000šm. Pekuliarinės turi aktyvius branduolius, jose yra įv formos sprogiminių padarinių. Kvazarai- viena aktyvųjų galaktikos rūšių.daugelis- l. tolimi visatos objektai nutolę per milijardus šv. Jie yra l. stipriai spinduliuojantys galaktikų branduoliai. Spinduliavimo negalim paaiškinti jokiu žinomu energijos šaltiniu, netgi termobranguolinėmis reakcijomis.

[Galaktikų grupės ir spiečiai]: apie 30 įvairaus dydžio ir įv. tipų galaktikų nutolusių nuo mūsų galaktikos per 6.5mln. šv sudaro Vietinę galaktikų grupę. Galaktikų grupės, debesys ir pavienės galaktikos sudaro galaktikų spiečius(jie susideda iš 100ų ir 1000čių galaktikų).

[Visatos plėtimasis]: greitis tiesiog proporcingasnotoliui r Shy dėsnį nusako Hablo dėsnis: r=v/H; H=75km/s*Mpc. Kai galaktikos tolimo v<50.000km/s v=cz (c=3x108m/s; z=Dl/l0-raudonasis poslinkis) Visatos amžius -laikas nuo visatos plėtimosi pradžios. Visų tolimųjų galaktikų spektro linijos pasislinkusios į raudonąją spektro pusę (tai rodo, kad galaktikos tolstanuo mūsų dideliu v).

[NEW]: Reliatyvistinė astrofizika tiria kosminius reiškinius, susijusius su greičiais arimais šviesos greičiui. Visi galaktikų spiečiai ir paskiros galaktikos, visa, ka tik aprėpia danguje galingiausi pasaulioteleskopai, vadinama -Metagalaktika

[žvaigždžių judėjimas ervėje]: saulės, skriejančios orbita aplink Galaktikos centrą, kaimyninės žvaidždės nuolat keičiasi. Kiekvienos žvaigždės judėjimo greitį Saulės atžvilgiu galima išskaidyti į 2 dedamasias: tangentinį(liestinį) ir radialinį (spindulinį) greičius. Tangentinis v apibūdina savąjį žvaigždės judėjimą(statmeną regėjimo spinduliui kryptimi). Dėl žvaigždžių savojo judėjimo kinta artimų Saulei žvaigždžių išsidėstymas danguje. Kuo tolimesnė žvaigždė, tuo mažesnis jos savasis judėjimas. Jei žinomas žvaigždės nuotolis, pagal savąjį jos judėjimą galima rasti tangentinį jos v: V1=4,74mr (V1-tangentinis v (km/s), m- savasis judėjimas per metus r- žvaigždės nuotolis (paralaksas) Radialinis v apskaičiuojamas pagal spektro linijų poslinkį (dėl Doplerio efekto) Kai žvaigždė artėja prie stebėtojo linijos pasislenka į violetinių bangų pusę, kai tolsta- į raudonųjų bangų pusę. Poslinkio dydis su radialiniu v susijęs taip:  [l-l0]/ l0=Vr/c (l-išmatuotas bangos ilgis, l0-laboratorinis bangos ilgis c-šv. V ) Kai žvaigždė tolsta, radialinis v>0, kai artėja v<0. Žinant žvaigždės tangentinį ir radialinį greičius, galime rasti erdvinį v Saulės atžvilgiu: v= v2 r+ v2 t ir sinq= Vt/V.

[galaktikų susidarymas]: Prieš didįjį sprogimą visata buvo singuliarios (ypatingos) būsenos ir be galo tanki. Elementariosios dalelės, elektromagnetinio spinduliavimo kvantai (fotonai), taip pat visi keturi mums žinomi laukai – gravitacijos, elektromagnetinis, stiprusis ir silpnasis – susidarė per pirmąsias sekundes po didžiojo sprogimo. Praėjus ½ miliono metų, spinduliavimas atsiskyrė nuo medžiagos. Išliko reliktinis spinduliavimas 1 mm ilgio radijo bangų diapazone. Po 250 mln metų dujos pradėjo telktis į progalaktinius gniužulus, o iš jų susiformavo pirmosios galaktikos. Vėliau, suskilus progalaktikoms, iš mažesnių gniužulų susidarė pirmosios žvaigždės ir jų spiečiai. Iš pradžių progalaktiniai dujų gniužulai buvo maždaug sferinės formos. Iš jų susiformavo elipsinės galaktikos bei spiralinių galaktikų sferoidai. Tų progalaktikų, kurios pradėjo tvarkingai suktis aplink savo ašį, dujinė medžiaga susiplojo ir sudarė sukimosi plokštumas – spiralinių galaktikų diskus. Progalaktikos, kurios lėtai sukosi apie savo ašį, liko elipsinėmis.

[žvaigždžių susidarymas]: susidaro iš dujų gniužulų, besitraukiančių ir tankėjančių dėl gravitacijos jėgos veikimo. Bet kuris dujų ir dulkių debesis negali būti vienalytis. Dėl atsitiktinio dujų masių judėjimo, jame atsiranda tankesnės vietos, kurių gravitacijos jėga ima traukti aplinkinę medžiagą. Taip susidaro įvairaus dydžio jos gniužulai (globulės). Globulėms toliau traukiantis, centrinė jų dalis įkaista ir ima skleisti infraraudonuosius spindulius, o jos pačios virsta prožvaigždėmis. Kai medžiagos tankis būna 10¹⁰ molekulių 1 cm³ ir daugiau, gniužulas tampa neskaidrus spinduliavimui, temperatūra ir slėgis jo centre ima greitai didėti, traukimasis sulėtėja. Tada gniužulas ima spinduliuoti regimąją šviesą (patampa žvaigžde). Masyviausios žvaigždės (50 MO) traukiasi kelis mln metų. Saulės masės žvaigždės – 20- 30 mln metų. Tos, kurių masė 0,1 MO – kleis šimtus mln metų.

Nepaisant didumo, Jupiteris yra mikliausia planeta, pustrečio karto greičiau negu Žemė apsisukanti apie savo ašį. Viršutiniai atmosferos sluoksniai sukasi nevienodu kampiniu greičiu: prie pusiaujo apsisukimo periodas 5^m11^s trumpesnis kaip vidurinėse platumose. Dėl greito sukimosi planeta labai susiplojusi: jos ašigalinis spindulys 4400 km trumpesnis kaip pusiaujinis, taigi paplokštumas lygus net 0,06.

Jupiteris – stiprus kosminis magnetas: šiauriniame poliuje jo stiprumas lygus 14 Oe, pietiniame – 11 Oe ir prie pusiaujo 4,2 Oe. Magnetinis poliarumas priešingas Žemės magnetiniam poliarumui. Magnetinis laukas panašus į Žemės magnetinį lauką, bet už jį daug kartų stipresnis ir toliau siekia. Suprantama, kad Saulės vėjo dalelės, susidūrusios su Jupiterio magnetiniu lauku, patenka kaip į spąstus. Aplink Jupiterį, skirtingai negu apie Žemę, susidaro ne radiacijos žiedas, bet elektringas diskas. Elektringos dalelės turi savo magnetinį lauką, kuris deformuoja Jupiterio lauką. Į Saulę atgręžtoje pusėje 50 – 100 Jupiterio spindulių nuotoliu susidaro frontas, o priešingoje laukas nutįsta net už Saturno orbitos.

JAV kosminės stotys, praskriejusios arti Jupiterio, aptiko labai sudėtingą ir įvairiaspalvę viršutinę planetos atmosferą. Atogrąžų sritys gauna daugiau Saulės energijos, labiau įkaista, ir oras čia kyla aukštyn, užleisdamos vietą vėsesnėms masėms iš ašigalių sričių. Tačiau Jupiteryje vėjai pučia ne išilgai dienovidinių: veikiami Koralio jėgų, kurios šioje planetoje dėl greito sukimosi apie ašį daug veiksmingesnės negu Žemėje, nukrypsta išilgai lygiagrečių. Vėjų greitis atogrąžuose apie – 100 m/s į rytų pusę, apie +20^o, -20^o platumų zonoje – apie 50 m/s į vakarų pasę. Šiaurės pusrutulyje dar labiau stiprus rytys tarp 20^o ir 30^o platumos pučia daugiau kaip 100 m/s greičiu. Arčiau ašigalių atmosfera ramesnė.

Jupiterio oras lekia ne tik horizontalia, bet ir vertikalia kryptimi. Atmosfera daugaiu kaista nuo vidinių energijos šaltinių negu nuo Saulės. Todėl atmosferoje stipri konvekcija. Kylančios masės yra karštesnės ir šviesesnės, slūgstančios – tamsesnės. Šviesiosios zonos ir tamsesnės juostos ištįsusios lygiagrečiai pusiaujui. Dėl nevienodo temperatūrospasiskirstymo atmosferoje, dėl vėjų ir konvekcijos regimasis Jupiterio paviršius atrodo labai audringas, sūkuringas. Jis ypač ryškus spalvotuose televizijos vaizduose. Jupiterio debesų spalvotumas priklauso nuo įvairių sudėtingesnių cheminių junginių ir smulkių dalelių priemaišų. Viršutinėje debesuotoje atmosferoje rasta etano ( C₂H₆ ), acetileno ( C₂H₂ ), fosfino ( PH₃ ), anglies monoksido ( CO ) ir kitų junginių.

Žymiausias Jupiterio sūkurys, primenantis žemiškus ciklonus ir anticiklonus, yra garsioji Didžioji raudonoji dėmė. Ji matoma per teleskopus nuo Žemės ir jau stebima apie 300 metų. Itin įspūdinga ši dėmė spalvotuose Jupiterio debesų televizijos panoramose.

Raudonoji dėmė susidariusi į pietus nuo pusiaujo. Tai rausvas ovalas, kurio ilgiausias skersmuo – apie 30 000 km, trumpiausias – apie 10 000 km. Kinta dėmės dydis, pavidalas ir vieta Jupiteryje. Arčiau pakrasčio dėmę sudarantys debesys skrieja spiralėmis pagal laikrodžio rodyklę. Dar toliau į pietus regima mažesnė balta dėmė, kurios masės juda priešinga kryotimi. Toliau nuo Raudonosios dėmės taip pat randama baltų dėmių, kurios primena vandens paviršiuje susidarančius sūkurius.

Raudonoji dėmė labai patvari. Ir kiti, daug mažesni, sūkuriai tveria ištisus metus ir dešimtmečius, o analogiški Žemės atmosferos sūkuriai – po kelias ar keliolika dienų. Tik mažesni sūkuriai laikosi kur kas trumpiau: po keliasdešimt ir daugiau kaip po 100 dienų.

Žemiausia temperatūra ( apie 130 K ) yra sluoksnyje, kuriame slėgis 100 – 120 mb. Apie 100 km virš to sluoksnio temperatūra pakyla iki 160 K. Daug sparčiau ji kyla einant gilyn: 50 km gylyje nuo žemiausios temperatūros sluoksnio vyrauja amoniako debesys, kurių temperatūra 180 K, 70 km gylyje – amonio hidrosulfido ( NH4SH ) 200 – 220 K temperatūros debesys ir 100 km gylyje – 240 – 280 K temperatūros vandens garų bebesys.

Dydžiai

Vidutinis nuotolis nuo Saulės av                            5,20

Nuotolis milijonais km                                           778

Ekscentricitetas                                                       0,048

Orbitos posvyris                                                      1^o18′,5

Apskriejimo periodas m                                          11,86

Sinodinis riodas d.                                                   399

Apsisukimo apie ašį periodas                                 9^h50^m41^s

Vidutinis orbitinis greitis k/m                                13,06

Masė m_ž = 1                                                             317,9

Pusiaujo spindulys km                                             71 400

Vidutinis tankis g/cm³ 1,33

Pagreitis prie paviršiaus m/s² 24,45

Pabėgimo greitis m/s² 61

Albedas                                                                     0,42

Lentelė. Jupiterio charakteristika

Daugiausia palydovų turistambiosios planetos milžinės – Jupiteris ir Saturnas. Šių planetų šeimų gausumas ypač paaiškėjo, kai į jų rajoną nuskriejo kosminės stotys. Be stambiųjų palydovų, atrastų teleskopais iš Žemės, kosminės stotys nufotografavo daug nedidelių palydovu, skriejančių paprastai skirtingomis, įvairiai pasvirusiomis į planetos orbitą plokštumomis.

Vardas                      Atradimo metai         Skersmuo km

Metis                                 1979                                  40

Adrastėja                           1979                                  24*10*16

Amaltėja                           1892                                  270*170*150

Tebė                                  1979                                  110*?*90

Ijo                                      1610                                  3630

Europa                               1610                                  3138

Ganimedas                        1610                                  5262

Kalista                               1610                                  4800

Leda                                  1974                                  10

Himalija                            1904                                  180

Lisitėja                              1938                                  20

Elara                                  1904                                  80

Anankė                              1951                                  20

Karme                               1938                                  30

Pasifaja                             1908                                  40

Sinopė                               1914                                  30

Lentelė. Jupiterio palydovai

Jupiterio šeima. Pirmuosius keturis Jupiterio palydovus atrado Galilėjus. Pirmą kartą astronomijos istorijoje pasigaminęs nedidelį teleskopą, jis išvydo tartum sumažinta Saulės šeimos vaizdą. Tie keturi palydovai pavadinti mitologiniais vardais: Ijo, Europa, Ganimedu, Kalista. Jie vadinami ir Galilėjaus palydovais. Dar devyni Jupiterio palydovai atrasti vėliau, nuo 1877 iki 1951 metų. Jų vardai taip pat mitologiniai, be to, taip parinkti, kad galūnė nurodo skriejimo orbitos kryptį: jei vardas baigiasi garsu a, tai palydovas skrieja tiesiogine kryptimi, jei – ė, – skrieja priešinga kryptimi, kitaip sakant, jo posvyrio kampas didesnis kaip 90^o.

Taigi Ijo, Ganimedas ir Kalista didesni kaip Mėnulis. Nedaug nuo jų tesiskiria ir Europa. Visi kiti palydovai, išskyrus Amaltėją, prilygstančią stambiam asteroidui, labai maži, giminingi Marso palydovams.

Literatūra

A.     Juška “Saulės šeima” Vilnius “Mokslas” 1985

Pažinimo džiaugsmas Populiarioji enciklopedija “Mokslas ir visata”

Kosminių spindulių dalelės, pataikiusios į Žemės atmosferos atomų branduolius, sukelia branduolines reakcijas. Apšaudytieji branduoliai suskyla į protonus ir neutronus. Branduolinių reakcijų metu gali atsirasti ir nestabilių dalelių (pionų, miuonų, kaonų, hiperonų ir kt.), pozittronų, antiprotonų bei antineutronų, gama spindulių. Visi šie branduolinių reakcijų produktai pasidalija reakciją sukėlusios dalelės energiją ir išlaksto didžiuliais greičiais, tapdami antriniais kosminiais spinduliais. Jie turi pakankamai energijos, kad sukeltų naujas branduolines reakcijas. Taip didelės energijos pirminių kosminių spindulių dalelė Žemės atmosferoje sukelia didžiulę antrinių kosminių spindulių liūtį.

Pirminiai kosminiai spinduliai Žemės paviršiaus beveik niekada nepasiekia . Gylyn į atmosferą jų mažėja, o antrinių kosminių spindulių gylyn į atmosferą daugėja, nes susidaro vis naujos liūtys. Daugiausia jų yra maždaug 20 kilometrų aukštyje. Leidžiantis dar žemiau, antrinių kosminių spindulių taip pat mažėja:ties Žemės paviršiumi jų lieka maždaug 30 kartų mažiau negu pirminių spindulių virš atmosferos.

Kosminiai spinduliai regisyruojami ir tiriami dviejų tipų įrenginiais. Pirmieji-tai įvairūs skaitikliai ir jonizacijos kameros. Čia patekusios reliatyvistinės dalelės sukelia jonizaciją, elektros išlydį, žybsnius ir kitokius efektus, kurie leidžia nustatyti dalelės rūšį bei apskaičiuoti jos energiją. Sujungtų prietaisų baterijomis galima nustatyti reliatyvistinių dalelių judėjimo kryptį. Antrieji- tai specialios labai storos branduolinės emulsijos, jų ryšuliai su specialiais, pavyzdžiui, švininiais filtrais. Reliatyvistinės dalelės tokiose emulsijose sukelia branduolines reakcijas, kurių produktai išsilaksto į visas puses. Jų pėdsakai, primenantys iš vieno taško išeinančius žvaigždutės spindulius, užsifiksuoja emulsijoje. Abiejų rūšių įrenginiai statomi aukštai kalnuose, lėktuvais ir balionais keliami į aukštutinius atmosferos sluoksnius, kosminiais aparatais keliami virš atmosferos, gabenami į mėnulį ir tolimas tarpplanetinės erdvės vietas. Tačiau reliatyvistinių dalelių, kurių energija siekia milijardus GeV, yra taip mažai, kad nėra ko tikėtis jas pagauti minėtąja aparatūra.

Dar 1910 metais šveicarų fizikas A.Gokelis įtarė, kad iš atmosferos ateina kažkokie labai skvarbūs nematomi spinduliai, išelektrinantys elektroskopą. Po dviejų  metų  tai yrodė  austras              V. Hesas, už savo atradimą gavęs Nobelio premiją, o dar dviem metais vėliau – vokietis V.Kolhersteris. Tačiau tais laikais dar negalvota apie kosminę dalelių kilmę. Manyta, kad čia spinduliuoja radioaktyvūs izotopai Žemės atmosferoje. Nežemišką šių spindulių kilmę 1923-1926 metais nustatė amerikietis R.Milikenas, sugalvojęs pavadinimą “kosminiai spinduliai”. Beje, šis pavadinimas gana nepatogus, nes iš tikrųjų tai yra ne spinduliai o elektringos reliatyvistinės dalelės.1929 metais D. Skobelcynas, Vilsono kameroje tirdamas magnetinio lauko iškreiptus kosminių spindulių pėdsakus, įrodė, kad čia esama elektringų dalelių, ir apytikriai apskaičiavo milžiniškas jų energijas. 1932 metais kosminių spindulių liūtyse buvo rasta pozitronų, 1937-miuonų, 1947-1948 metais- kaonų, hiperonų, o paskui ir daug kitų branduolinei fizikai labai svarbių dalelių ir antidalelių. Įdomu, kad prieš karą Kauno Vytauto Didžiojo universitete, o vėliau ir Kauno poliktechnikos institute kosminius spindulius tyrė ir lietuvių fizikai K.Baršauskas, A.Puodžiukynas bei jų mokiniai.

Marsas – išorinė planeta, esanti arčiausiai Žemės. Jam skiriama itin daug dėmesio. Šio amžiaus pradžioje daugelis astronomų buvo įsitikinę, kad Marse yra išsivysčiusi civilizacija. Dabar šis mitas yra sugriautas. Jau nebetikima, kad egzistuoja net ir primityvi organinė medžiaga.

Žiūrint pro teleskopą, Marsas panašus į rausvą skritulį su baltomis ašigalių kepurėmis ir tamsiais reljefiniais dariniais, kurie iš esmės nekinta. Jo vidutinis nuotolis nuo Saulės 228 milijjonai kilometrų. Marso metai trunka 678 Žemės paras, o Marso para -  24 h 37 min. Negana to, Marso ašies posvyris į orbitos plokštumą tik truputį didesnis negu Žemės, taigi čia vyksta tokia pat metų laikų kaita, tik kiekvienas sezonas dvigubai ilgesnis negu Žemėje. Kaip ir Žemės, Marso pietų ašigalis atsisukęs į Saulę. Marso klimatui šis reiškinys turi didesnę įtaką negu Žemės orams, nes marso orbita labiau ištęsta. Dėl to pietų pusrutulyje, palyginti su šiaurės pusrutuliu, ryškesni klimato kontrastai: vasaros karštos ir trumpos, o žiemos ilgesnės ir šaltesnės.  Ties marso pusiauju vasaros vidurdienį temperatūra gali pakilti iki 16 C ir aukščiau. Naktys labai šaltos, nes plona atmosfera negali sulaikyti šilumos. Tačiau Marsas nėra visai sustingusi nuo šalčio planeta.

Marso atmosfera. Marso vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, skersmuo daug trumpesnis (6794 km), dėl to pabėgimo greitis irgi yra mažas – 5 km/s. Todėl tokia plona ir reta Marso atmosfera.

Marso paviršiuje nėra skysto vandens, tačiau baltos jos ašigalių kepurės veikiausiai sudarytos iš vandens ledo su tam tikra sušalusio anglies dvideginio (sauso ledo) priemaiša. Ašigalių kepurių dydis kinta priklausomai nuo metų laikų; kai kepurės didžiausios, jas galima pamatyti proe nedidelį teleskopą.

Marso paviršius. Nustačius, kad tamsios Marso paviršiaus dėmės negali būti jūros, kilo mintis, jog tai yra augmenijos plotai žemumose. Taip manyta iki “Marinerio-4″ skrydžio. Šis kosminis aparatas buvo paleistas 1964 m. ir pirmąkart sėkmingai nuskriejo į Marsą. Paaiškėjo, kad tamsios sritys – tai neįdubos. Dalis jų yra didingos plokštikalnės su šlaitais iš visų pusių.

Didžioji marso paviršiaus dalis yra raudonos ochros spalvos. Šios sritys vadinamos dykumomis. Planetos atmosferoje pučia vėjai, dažnos dulkių audros.

Kosminiai aparatai “Vikingai”pateikė duomenų, kad kažkada Marso paviršiumi tekėjo daug vandens. Rasta vingiuotų darinių, primenančių išdžiuvusias upių vagas. Čia yra ir pirminių uplienų “salų”; jos turi pasroviui nutįsusias uodegas. Beje, vėliau iškelta hipotezė, kad mįslinguosius Marso kanalus išrausė išsilydžiusi lava, kažkada tekėjusi Marso paviršiumi.

Marso panorama

Marso amžius beveik toks pat kaip ir Žemės (apie 4,7 milijardo metų), bet jo tūris ir masė yra tiek daug mažesni, kad jis evoliucionavo sparčiau. Tai leido manyti, kad paviršiaus dariniai yra stipriai suirę, paveikti erozijos, kadangi planeta turi atmosferą, nors ir ploną, et vis vien jos negalima nepaisyti.

Senos ir naujos teorijos. Įdomu grįžti į praeitį ir prisiminti, ką astronomai galvojo apie Marsą iki 1965 m., kai pirmasis sėkmingai veikęs zondas “Marineris – 4″ atsiuntė duomenis iš marso apylinkių. Manyta, kad tamsios sritys yra įdubos, galbūt senų jūrų dugnas, o šviesūs rajonai – Elados arba Argyro lygumos yra plynaukštės. Taip pat tikėtasi, jog paviršiaus reljefas lygus – be aukštų kalnų ir gilių slėnių. Iš tikrųjų viskas yra kitaip. Jau pirmosios “Marinerio – 4″ nuotraukos parodė, kad Marse yra kraterių, o stočiai priartėjus prie planetos ir perdavus aiškesnes nuotraukas, galutinai paaiškėjo paviršiaus pobūdis. Užuot buvęs lygus, Marsas pasirodė esąs labai gruoblėtas. Vien “Maineris – 4″ parodė, kad įvarios vietos smarkiai skiriasi. Marso paviršius kur kas įvairesnis negu Mėnulio. Taip pat paaiškėjo, kad Marso atmosfera yra retesnė negu anksčiau manyta, ir spėliojimams apie augalijč Marso jūrų dugne nebeliko pagrindo.

1969 m. “Marineris – 6″ ir “Marineris – 7″ pateikė gan panašų Marso paveikslą; paaiškejo, kad čia yra kraterių išmargintų plotų ir kitokių sričių, kurios buvo apibūdintos kaip “chaotiškos” t.y. be kokio nors būdingo rašto.

Skrydžiai į Marsą. Palankiausias laikas skireiti į Marsą būna kas 25 – 26 mėnesiai, kai Marsas atsiduria opozicijoje. Pagal vieną JAV projektą, atidėtą dėl pernelyg didelės kainos, dar šiame amžiuje buvo planuota ekspedicijos į Marsą. Du kosminiai laivai, varomi atominiu kuru, kiekvienas 82,3 m ilgio, galėtų gabenti po šešis žmones. Buvo netgi pradėtas projektuoti specialus raketinis variklis, varomas skystu vandeniliu. Astronautai turėtų apskrieti Saulę ir pasiekti tą erdvės taškč, kuriame po 9 mėnesių nuo starto būtų Marsas. Didžiąją kelio dalį abu kosminiai laivai skrietų susijungę priekiniais galais ir atsiskirtų tik prieš pat atvykimą. 80 parų jie skrietų aplink Marsą, per tą laiką po tris astronautus iš kiekvieno laivo nusileistų į planetos paviršių.

Didžiulė tokio skrydžio kaina (1969 m. duomenimis 80 milijardų dolerių), sudėtinga technika ir ilga trukmė lemia, kad šiame amžiuje pilotuojamų skrydžių į Marsą nebus.

Info iš “Mokslas ir Visata”

Pirmosios rašytinės žinios apie bandymus moksliškai paaiškinti Paukščių Tako prigimtį pasirodė Senovės Graikijoje. Pavyzdžiui, Aristotelis manė, kad Paukščių Takas, kaip ir kometos, susidarąs iš kylančių nuo Žemės garų, kurie pasiekia ugnies sferą. Graikas Metrodotas filosofavo, kad Paukščių Takas greičiausiai yra sena vaga danguje, kuria kadaise skriejo Saulė. Mat senovės graikų Saulės dievas Helijas keliavo dangumib dviračiu vežimu, traukiamu ketverto žirgų. Šis vežimas turėjo įrėžti danguje vėžes. Dar kiti manė, kad tai yra siūlė, kuri liko suklijavus du dangaus pusrutulius.

Tačiau kartu buvo keliamos idėjos, kurios atspindi tikrąją Paukščių Tako prigimtį. Dar VIa. prieš Kristų Pitagoras rašė, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yra telkinys labai gausių, bet silpnų pavienių žvaigždžių, kurių akis nesuba atskirti. Tačiau pagal Pitagorą tos žvaidždės esančios pritvirtintos prie vienos iš įsivaizduojamų skaidrių sferų. Prie kitų sferų pritvirtinta Saulė, Mėnulis, kitos planetos. Visos sferos sukasi aplink Žemę apie skirtingas ašis nepriklausomai viena nuo kitos. Sferų trynimasis turįs sukelti harmoningus garsus, arba sferų muziką, kurią išrinktieji žmonės galį girdėti. Paukščių Taką tolimų žvaigždžių sankaupa laikė ir IVa. prieš Kristų gyvenęs graikų mokslininkas Demokritas.

Tačiau visos šios idėjos buvo tik nuojauta, nepagrįsta jokiais neginčijamais įrodymais. Vis dėlto praėjus tik dešimtmečiui italų astronomas Galilėjus paskelbė savo ataskaitą apie pirmuosius atradimus su jo išrastu teleskopu: paaiškėjo, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yra nesuskaičiuojamų žvaigždžių aibės, susispietusios į milžiniškus telkinius. Tačiau šis epochinės reikšmės atradimas ilgą laiką buvo ignoruojamas. Per visą XVIIa. tik olandų fizikas Kristianas Heigensas (1629-1695) ir anglas Izaokas Niutonas (1643-1727) tęsė Galilėjaus teleskopinius stebėjimus ir tylomis kūrė Visatos struktūros idėjas. XVIIIamžiuje žvaigždžių sistemos klausimą nagrinėjo anglas Tomas Raitas (1711-1786), Klaipėdos lietuvių kilmės vokietis Imanuelis Kantas (1724-1804) ir elzasietis Johanas Lambertas (1728-1777). Iš jų darbų pamažu aiškėjo, kad Paukščių Tako žvaigždžių sistema yra maždaug plokščios formos. Tačiau jų modeliai nebuvo pakankamai pagrįsti stebėjimais.

Kaip tik tuo metu mokslo akiratyje pasirodė žymusis anglų astronomas, buvęs muzikantas Viljamas Heršelis (1738-1822). Siekdamas nustatyti  Paukščių Tako formą, jis ėmėsi milžiniško darbo skaičiuoti žvaigždžių pavoiršinį tankį įvairiomis kryptimis. Apibendrinęs šį darbą, Heršelis sukūrė Paukščių Tako galaktikos modelį, kuris, deja, toli gražu, neatitiko realaus vaizdo, nes Heršelio teleskopai nesiekė mūsų žvaigždžių sistemos pakraščių, o, be to, jis negalėjo atsižvelgti į netolygų žvaigždžių pasiskirstymą, nevienodą žvaigždžių absoliutų šviesį ir tarpžvaigždinių dulkių sukeltą šviesos sugėrimą.

Svarbūs įvykiai klostėsi Paukščių Tako galaktikos tyrimuose. Harlas Šaplis (1885-1972) Maunt Vilsono observatorijoje (JAV) tyrinėjo kintamąsias pulsuojančias žvaigždes cefeides, kurios labai gerai tinka atstumams nustatyti. Šiuo metodu 1918-1919m. jis nustatė kamuolinių žvaigždžių spiečių pasiskirstymą. Jau anksčiau buvo žinoma, kad kamuoliniai  žvaigždžių spiečiai matomi daugiausia viena kryptimi link Šaulio, Skorpiono, Gyvatnešio žvaigždynų. Paaiškėjo, kad šie spiečiai grupuojasi aplink Paukščių Tako centrą Šaulio žvaigždyne, kuris yra gana toli nuo Saulės, už 30 tūkstančių šviesmečių.

Literatūra:

Populerioji enciklopedija iš serijos Pažinimo džiaugsmas “Mokslas ir visata”

Metų pradžia pagal šį kalendorių yra laikoma diena, kada pati ryškiausia dangaus žvaigždė Sirijus pirmą kartą pasirodo prieš saulėtekį po dviejų mėnesių nematomumo periodo ( apytiksliai 70 parų ). Egiptiečiai astronomai taip pat pastebėjo, kad Nilas išsilieja beveik tuo pačiu metu, kai pasirodo Sirijus, o savo ruožu šie abu reiškiniai sutampa su vasaros saulėgrąža.

Kadangi beveik visi Egipto gyventojai buvo susitelkę Nilo slėnyje, o nuo šios “šventos” upės išsiliejimo labai priklausė ūkinė veikla, Saulės kalendorius čia įgijo gyvybiška reikšmę.

Senovės Egipto astronomai ir valstybės veikėjai metų pradžią nutarė laikyti potvinio sezono pirmo mėnesio pirmą dieną, o metų trukmę nustatė 365 parų.

Egiptiečių kalendoriniai metai buvo suskirstyti į 12 mėnesių po 30 dienų kiekvienas. Pirmas egiptiečių kalendorinių metų mėnuo buvo vadinamas totu, o tolesni faofiu, ačiu, chojaku, tibiu, mechiru, famenotu, farmučiu, pachonu, painiu, epifiu, mesoriu. Po to ėjo penkios pridėtinės paros. Tai buvo darnus skaičiavimas ir išvengė daugelio Mėnulio kalendoriaus trūkumų. Kadangi saulinės paros trukmė yra 365,2422, arba 365 paros 5 h 46 s. Dėl šios priežasties kasmet egiptiečių kalendorinių metų pradžia atsilikdavo nuo atogrąžinių metų pradžios apytiksliai ¼ paros, o per ketverius metus – viena  para. Dėl to vėliau egiptiečių kalendorių imta vadinti klaidžiojančiu.

Senovės egiptiečių    Dabartiniai

Pavadinimai           pavadinimai

1.  Totas              Totas

2.  Folis              Babė

3.  Atiras             Chaturas

4.  Choijakas          Kichakas

5.  Tibis              Fubė

6.  Mechiras           Amširas

7.  Tamenotas          Baramchatas

8.  Farmutis           Barmuda

9.  Pachonas           Bašnanas

10.Painis             Bauna

11.Epifis             Abibas

12.Mesoris            Misras

13.                   Nasis – papildomos dienos

Įžymus Romos karvedys, rašytojas, vyriausiasis žinys, valstybinis veikėjas Julijus Cezaris ( 102 – 44 m. pr. m. e. ), būdamas Egipte, išstudijavo egiptiečių Saulės kalendorių ir Aleksandrijos astronomų siūlomas kalendorių reformas, padarė išvadą, kad reikia pakeisti sudėtinga ir painų romėnų Mėnulio ir Saulės kalendorių nauju Saulės kalendoriumi. Šiam tikslui pakvietė į Romą Aleksandrijos astronomą ir matematiką Sozigeną ir jo padedamas perdirbo, o 46 pr. m. e. įteisino garsiąją kalendoriaus reformą.

Naujajame kalendoriuje metai turi 365,25 paros, jie net truputį ilgesni už Sirijaus bei atogrąžinius metus. Kas ketverius naujojo kalendoriaus metus treji metai skaičiuojami iš 365 parų, o vieneri (kelemieji) – iš 366 parų.

Metų pradžia imta laikyti sausio,pirmąją. Cezoriui teko pailginti ankstesniuosius metus iki 455 parų vietoj 355, kad romėnų metai prasidėtų sausio mėnesiu.

Kalendoriniai metai buvo 0,0078 paros ( 11 min. 23,9 s ) ilgesni už atogrąžinius, lygius 365, 242196 vidutinės saulės paros, ir tai buvo esminis Julijaus kalendoriaus trūkumas. Per 128 metus susidarė apytiksliai vienos paros skirtumas.

IV m. e. a. dar nekilo klausimas dėl vieningos kriksčioniškosios eros įvedimo. Įvairiuose Romos tautose buvo paplitę keletas erų. Seniausia buvo Bizantijos era “nuo pasaulio sukurimo”. Šios eros pradžia laikoma nuo 5508 m. rugsėjo 1 d. pr. m. e.; Palestinoje žydai eros “nuo pasaulio sukūrimo” pradžia laikoma 3761m. spalio 7 d. pr. m. e.; Graikijoje buvo plačiai paplitusi “olimpiadų era”, skaičiuojama nuo 776 m. liepos 1 d. pr. m. e.; Babilone – “Nabuchodonosaro era” – 747m. vasario 26 d. pr. m. e.; Romos imperijos centre – era nuo “Romos miesto įkurimo” – 753 m. balandžio 21 d. pr. m. e.; Armėnijoje metus pradėta skaičiuoti nuo 552 m. liepos 11 d. pr. m. e. pagal žydų metų skaičiavimą. Romos imperijos centre buvo labiausiai paplitusi era nuo imperatoriaus Diokletiano atėjimo į valdžią dienos, 284 m. rugpjūčio 29 d.

Vienu metu egzistuojančios skirtingos eros ir kalendorinės sistemos sunkino šalies valdymą. Būtinai reikėjo įvesti vieną erą. Vakarų Europos tautose tuo laiku vyravo krikščionių religija, todėl ir naujos eros pradžią nuspręsta sieti su Kristaus gimimu. Pradėta skaičiuoti nuo velykų.

Buvo nustatyta, jog tiek paprastaisiais, tiek ir keliamaisiais metais tos pačios savaitės ir mėnesio dienos sutampa kas 28 metus. Kitaip sakant, kas 28 metai mėnesių dienos būtinai būna tomis pačiomis savaitės dienos.

Šį besikartojantį 28 metų periodą nuspręsta vadinti sauliniu ciklu arba “Saulės ratu”.

Rusijoje 988m., kai kunigaikštis Vladimiras Sviatoslavovičius atsižadėjo stabmeldystės ir priėmė krikščionybę, buvo įvesta Bizantijos era. Šio eros pradžia nuo mitinio Jėzaus Kristaus gimimo datos skiriasi 5508 metais. Tiktai 7208m. pagal šį skaičiavimą Petro I įsakymu buvo įvesta era nuo “Kristaus gimimo” ir 7208m. nuo “pasaulio sukūrimo” buvo pakeisti į 1700 m. nuo “Kristaus gimimo”.

Perėjus į erą “nuo Kristaus gimimo”, buvo nutarta metų pradžią laikyti ne rugsėjo 1 d., kaip buvo priimta Bizantijos eros “nuo pasaulio sukūrimo” kalendoriuose, o sausio 1 d., ir metų pabaigą iš rugpjūčio 31 d. perkelti 31 d. Norint naująjį rusų kalendorių suderinti su kitų šalių kalendoriais, kuriuose jau buvo naudojamas nuo “Kristaus gimimo” eros Julijaus kalendorius, teko paskutiniuosius 7207 nuo “pasaulio sukšrimo” eros metus prailginti keturiais mėnesiais, t. y. vietoj 365 dienų juose “tilpo” 487 dienos.

Dar daugelį amžių Vakarų pasaulis naudojosi Julijaus kalendoriumi, nors jį reikėjo reformuoti. Svarbiausia buvo tai, kad pavasario lygiadienio kalendorinė data, t. y. kovo 21d., ėmė pastebimai nebeatitikti realaus lygiadienio. Šis skirtumas atsirado todėl, kad Sozigenas, sudarydamas kalendorių, neatsižveldė į Hiparcho atradimą ir nustatė kalendorinių metų trukmę 365,25 paros, t. y. truputį ingesnius negu atogrąžiniai metai (365,242196). XVI a. antroje pusėje susidarė beveik 10 parų skirtumas.

1581m. katalikų bažnyčios vadovo popiežiaus Grigaliaus XIII įsakymu buvo sudaryta spesiali komisija, kuri priėmė projektą, anksčiau parengtą Perudžios universiteto dėstytojo Luidžio Lilijo, ir 1582 m. vasario 24 d. popiežius Grigalius XIII išleido specialią bulę dėl naujo kalendoriaus įvedimo. Netikslumas buvo ištaisytas, ir dienų skaičiavimas pasistumėjo 10 parų į priekį. Pavasario lygiadienis vėl buvo kovo 21 d. Kad vėl neatsirastų paklaidų, buvo nutarta kas 400 metų sutrumpinti keliamuosius metus trejais metais, t. y. vietoj 100 keliamųjų metų įvesti 97, o o tuos amžiaus metus, kurių šimtmečių skaičius nesidalina iš keturių šimtų be liekanos, nelaikyti keliamaisiais metais. Todėl 1700, 1800, 1900 ir 2100 laikomi paprastais, o 1600, 2000, 2400 ir 2800 – keliamaisiais. Naująjį kalendorių pavadino Grigaliaus arba naujojio stiliaus kalendoriumi; Julijaus kalendorius dabar laikomas senojo stiliaus kalendoriumi.

Literatūra:

1.  V. Cybulskis “Pasaulio šalių kalendoriai ir chronologija” Kaunas “Šviesa” 1988

2.  Populiarioji enciklopedija “Mokslas ir visata” Vilnius “Vyriausioji enciklopedijų redakcija” 1990

3.  R. Kalonaitis “Saulė eina žvėrių ratu” Vilnius “Vaga” 1976

1. Venera ir Žemė beveik vienodos: jų matmenys, ir laisvojo kritimo pagreitis prie paviršiaus skiriasi labai mažai.

2. Veneros vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, bet ji tikriausiai turi masyvų branduolį. Nepaisant to, Venera turi storą, tankią debesuotą atmosferą, kuri neleidžia matyti planetos paviršiaus.

Žemės grupės planetų skersmuo siekia 5000- 12000 km, o vidutinis tankis- 4000- 5000 kg/m³, taip pat Žemės grupės planetos lėčiau sukasi apie savo ašis, ir turi nedaug palydovų, arba taip kaip Venera jų visai neturi, taip pat tas planetas gaubia retesnės atmosferos.

Veneros vidutinis nuotolis nuo Saulės 108200000 km. Kadangi Veneros orbita apskričiausia iš visų planetų orbitų, jos nuotolis nuo saulės beveik nekinta. Venera apskrieja Saulę per 224,7 žemės paras. Iki kosminių ir radiolokacinių tyrimų pradžios Veneros sukimosi apie savo ašį periodas nebuvo žinomas, mat Veneros skritulyje nesimato pastovių detalių, kaip Merkurijuje, kurios leistų nustatyti apsisukimo periodą. Iš Žemės Veneroje galima pamatyti jos išorinį debesų sluoksnį, taigi šviesos ir tamsios sritys jos skritulyje yra neaiškios ir kinta.

Iš Žemės stebint plika akimi, Venera- nuostabus dangaus objektas, ryškumu pralenkiantis visus kitus šviesulius, išskyrus, Saulę ir Mėnulį. Lietuviai ją vadino Saulės dukromis Vakarine ir Aušrine (Todėl, kad ji Lietuvos danguje pasirodydavo arba anksti ryte, valanda prieš Saulei patekant, arba valanda po Saulės laidos), o kitose šalyse ją vadino grožio ir meilės deivės vardu, dar kitaip- Afroditė. Pažiūrėjęs pro teleskopą, dažnas Venera nusivilia. Nenuostabu, kad anksčiau ją vadindavo mįslių planeta. (Veneros regimasis skersmuo kinta kartu su faze: jis mažiausias viršutinėje jungtyje, t.y. pilnaties fazėje, kai Venera yra anapus Saulės ir labiausiai nutolusi nuo Žemės. Fazei mažėjant, Veneros regimasis skersmuo didėja).

1930 m. gauta šiek tiek tikslios informacijos apie Venerą. Tada buvo nustatyta, kad jos atmosfera susideda iš anglies dvideginio. Šios dujos atmosferoje veikia panašiai kaip vilnonė antklodė, t.y. sulaiko Saulės šilumą. Tuomet buvo paplitę du Veneros modeliai. Pagal vieną, visą Venerą dengia vandenynas,  kuriame egzistuoja primityvios gyvybės formos, kaip buvo žemėje prieš milijardus metų. Pagal kitą modelį, Veneroje svilina kaitra, plyti bekraštė dulkėta dykuma.

Kosminių zondų era prasiėjo 1962 m., kai JAV kosminis aparatas „Marineris-2″ praskriejo pro Venerą ir atsiuntė informaciją apie tai, kad paviršiuje labai karšta. Taip  pat buvo nustatyta, jog Veneros sukimosi apie ašį periodas lygus 243 Žemės paroms ir ilgesnis už jos skriejimo aplink Saulę periodą- 224,7 paros. Dėl to Veneros diena ilgesnė už jos metus, taigi kalendorius čia butų labai neįprastas.

Dabar žinoma, kad Venera sukasi priešinga kryptimi- iš rytų į vakarus, o ne iš vakarų į rytus, kaip Žemė ir dauguma kitų planetų. Veneroje esančiam stebėtojui Saulė patekėtų vakaruose, o leistųsi rytuose, jeigu žinoma ji išvis būtų matoma pro niekad neišsisklaidančius debesis.

Po „Marinerio-2″ skrydžio TSRS mėgino nutupdyti automatines stotis Veneros paviršiuje, nuleidusi jas pro tankią atmosferą paviršiumi. Buvo užregistruota beveik 530º C paviršiaus temperatūra, o slėgis pasirodė esąs apie 100 kartų didesnis negu Žemės atmosferos slėgis jūros lygyje.

JAV automatinė stotis „Marineris-10″ 1974 m. vasario mėnesį praskriejo pro Venerą ir perdavė tik jos paviršiaus kokybiškas nuotraukas, kurios taip pat patvirtino, kad išorinio sluoksnio debesys apskrieją planetą per 4 paras, taigi Veneros atmosferos sandara kitokia negu Žemės.

Tuo pat metu JAV atlikti radiolokaciniai tyrimai parodė, kad Veneros paviršiuje yra didelių, bet lėkštų kraterių. Juos galima apčiuopti tik radarais. Veneroje krateriai daug seklesni negu Marse ar Merkurijuje, todėl jų detalės ne tokios ryškios kaip kitose planetose.

1975m. spalio mėnesį, dvi TSRS automatinės stotys „Venera-9″ ir „Venera-10″, valdomos iš Žemės nusileido į Venerą. Iš nuotraukų paaiškėjo, kad Veneros paviršius nusėtas apgludintais uolų luitais, kurių dagelis yra maždaug metro skersmens.Tarybinių specialistų nuomone, apšvietimas Veneros paviršiuje toks, kaip vidurdienį Maskvoje debesuotą vasaros dieną. Nusileidusioms automatinėms stotims prožektorių neprireikė. Taip pat nerasta atmosferos superrefrakcijos, kaip tikėtasi, visos paviršiaus detalės buvo puikiausiai matomos. Užregistruota 485 º C temperatūra ir slėgis, 90 kartų didesnis negu Žemėje. Nustatyta, kad debesų sluoksnis baigiasi 30 km aukštyje. Dėl jo Veneroje yra susidaręs „Šiltnamio efektas” pro debesis Saulės šviesa ir šiluma įeina, be nebe išeina ir todėl Veneroje tvyro karštas gailus smogas.

Venera toli gražu ne svetingas pasaulis, kaip kažkada tikėtasi. Jos atmosfera sudaryta iš anglies dvideginio (apie 96%), azoto (apie 3,5%), vandens garų (apie 0,2%) ir kt., taip pat Veneroje yra sieros rūgšties lašelių debesys ir nepakeliamas karštis. Visa tai Veneroje yra visai netinkama žmogui gyventi šioje planetoje.

Veneros duomenys:

Planetos masė:  4,869 · 10²⁴ kg

Vidutinis tankis:  5240 km/m³

Pusiaujo spindulys:  6051 km

Laisvojo kritimo pagreitis prie paviršiaus:  8,87 m/s²

Skriejimo orbita- vidutinis greitis:  35 km/s

Apskriejimo aplink Saulę periodas:  225 paros

Apsisukimo apie ašį periodas:  243 paros

Nuotolis nuo Saulės:

Didžiausias:  108,9mln. km

Mažiausias:  107,5mln. km

Nuotolis nuo Žemės:

Didžiausias:  261mln. km

Mažiausias:  38mln. km

Žvaigždės yra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementų priemaiša. Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metu vandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Reakcijų metu išsiskirianti energija palaiko žvaigždžių spinduliavimą.

Branduolinių reakcijų metu atsiradusi energija iš žvaigždžių gelmių skverbiasi į paviršių dviem būdais konvekcija ir spinduliavimu. Konvekcija yra įkaitusių medžiagų masių judėjimas į išorę, o vėsesnių masių slinkimas centro link. Energija sklindanti antruoju būdu, medžiagos atomai sugeria iš žvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius spindulius, po to vėl juos išspinduliuoja. Žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra 1500-50000 K, o jų centrų – 10- 100 mln.K.

Žvaigždės spektras vaivorykštės pavidalo juostelė – gaunama spektrografu išsklaidžius jos skleidžiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektre matyti įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos. Pagal paviršiaus temperatūrą žvaigždės skirstomos į O,B,A,F,G,K,M spektrines klases. Karščiausios yra O spektrinės klasės, vėsiausios – M spektrinės klasės žvaigždės.

Maždaug pusę Saulės aplinkoje esančių žvaigždžių yra dvinarių arba daugianarių sistemų nariai. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, o daugianarę nuo 3-7 žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būna fizinės ir optinės. Fizinių nariai skrieja apie bendrą masės centrą , optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokių gravitacinių ryšių ir matomi greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Fizinės dvinarės arba daugianarės žvaigždės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, užtemdomąsias, astrometrines.

Žvaigždžių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį Keplerio dėsnį, tik reikia žinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą. Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigždžių masė lygi 50Mo, o vėsiausių – 0.1Mo, supermilžinių – nuo 10Mo iki 50Mo.

Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis Stefano or bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosios nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jų spektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamos normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų elementų – deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies ir kitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių. Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar net šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų Žvaigždžių atmosferose sunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulės atmosferoje.

Žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta, vadinamos kintamosiomis. Pagal priežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į užtemdomąsias ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį – į pulsuojančias ir sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniai periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys, temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės: cefeidės, virginidės, lyridės ir kitos. sproginėjančių žvaigždžių spindesys per labai trumpą laiką padidėja daugybę kartų: novų – nuo 9 iki 19 ryškių, supernovų – daugiau negu 20 ryškių. Staiga sužibusių novų spindesys po to mažėja laipsniškai kelerius metus, kol pasiekia pradinį. Sprogusios supernovos vietoje lieka maža neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė.

Saulė – vidutinio dydžio ir vidutinės masės pagrindinės sekos G2 spektrinės klasės žvaigždė. Jos centre yra šerdis, kurioje vyksta branduolinės reakcijos ir išsiskiria energija. Šerdį supa 3 sluoksniai: pirmuoju – energija pernešama į išorę spinduliais, antruoju – dujų konvekcija, o trečiasis sluoksnis – atmosfera, kurią galima suskirstyti į fotosferą, chromosferą ir vainiką.

Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reiškiniai, susiję su jos aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešėlio. Dažniausiai jos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiai šviesūs dariniai – žibintai, o virš jų, chromosferoje, – flokulai, protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyje matomos į vainiką besiveržiančios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka keletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes, magnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvūniją, augmeniją, žmones.

Žvaigždžių evoliucija

XX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama (Raktas), t. y. evoliucijos pradžioje jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje – raudonos ir silpnos. Pagal šią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms ir dulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių ir dujų gumulas traukiasi, jo gelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi M spektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kol pasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virsta blyškia M nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.

Saulės masės žvaigždės evoliucija

Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros gan įtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosios milžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos, išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos stadijų. Žinant, kad žvaigždės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš kosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masės žvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožas yra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių geriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas.

Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža, neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindinę seką, žvaigždė kurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei žvaigždė yra Saulės masės,dėl gravitacijos ji traukiasi iki to momento, kai karštis iš vidaus konvekcijos būdu pasiekia paviršių. Per trumpą laiką (gal per kelis šimtus metų) žvaigždė tampa 100-1000 kartų šviesesnė už dabartinę Saulę. Pradžioj šitaip sužibusi ji toliau traukiasi, šviesis mažėja – žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Po to, kai pakankamai pakyla  branduolio  temperatūra, jame įsidega branduolinės reakcijos. Vandenilio branduoliai jungiasi į helio branduolius, o tam tikra masės dalis virsta energija. Žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje ir būna stabili ilgą laiką – apie 10 milijardų metų. Saulė, kurios amžius maždaug 5 milijardai metų, yra pusamžė pagrindinės sekos žvaigždė.

Pagaliau Vandenilinio kuro ištekliai ima sekti, ir žvaigždė turi kisti. Helio branduolys staiga susitraukia ir dar kartą smarkiai įkaista; dėl to vandenilis branduolį gaubiančiame apvalkale ima degti, o išoriniai žvaigždės sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė išsiplečia ir virsta raudonąja milžine. Temperatūra jos gelmėse pakyla iki 100 mln. laipsnių, nors išoriniai sluoksniai yra šalti ir labai reti.

Juodosios ir baltosios nykštukės

Žvaigždėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinės energijos ištekliai išsenka, ir žvaigždė kolapsuoja į mažą tankią baltąją nykštukę. Ją sudarantys atomai sugniuždomi ir taip susiglaudžia, kad medžiagos tankis 100 000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva juodąja nykštuke.