Diçka në bisedën tuaj ra në mendje:

Sa është distanca nga Toka në Diell?

Distanca midis Tokës dhe Diellit varion nga 147 në 152 milion km. Ishte e mundur të matej me shumë saktësi duke përdorur radarë.

Çfarë është një vit dritë?

Një vit drite është një distancë prej 9460 miliardë km. Kjo është pikërisht shtegu në të cilin drita udhëton në një vit, duke lëvizur me një shpejtësi konstante prej 300,000 km/s.

Sa larg është deri në Hënë?

Hëna është fqinji ynë. Distanca me të në pikën e orbitës së saj më afër Tokës është 356,410 km. Distanca maksimale e Hënës nga Toka është 406697 km. Distanca u llogarit nga koha që iu desh që rrezja lazer të arrinte në Hënë dhe të kthehej, duke reflektuar nga pasqyrat e lëna në sipërfaqen hënore nga astronautët amerikanë dhe sondat hënore sovjetike.

Çfarë është parsec?

Një parsek është i barabartë me 3,26 vite dritë. Distancat e paralaksave maten në parsekë, domethënë distancat e llogaritura gjeometrikisht nga zhvendosjet më të vogla në pozicionin e dukshëm të një ylli ndërsa Toka lëviz rreth Diellit.

Cili është ylli më i largët që mund të shihni?

Objektet hapësinore më të largëta që mund të vëzhgohen nga Toka janë kuazarët. Ato janë të vendosura në një distancë prej 13 miliardë vite dritë nga Toka.

A po largohen yjet?

Studimet e zhvendosjes së kuqe tregojnë se të gjitha galaktikat po largohen nga e jona. Sa më tej shkojnë, aq më shpejt lëvizin. Galaktikat më të largëta lëvizin pothuajse me shpejtësinë e dritës.

Si u mat për herë të parë distanca nga Dielli?

Në 1672, dy astronomë - Cassini në Francë dhe Richer në Guiana - vunë re pozicionin e saktë të Marsit në qiell. Ata llogaritën distancën në Mars nga diferenca e vogël midis dy matjeve. Dhe më pas shkencëtarët, duke përdorur gjeometrinë elementare, llogaritën distancën nga Toka në Diell. Vlera e përfituar nga Cassini rezultoi e nënvlerësuar me 7%.

Sa është distanca me yllin më të afërt?

Ylli më i afërt me Sistemin Diellor është Proxima Centauri, distanca e tij është 4.3 vite dritë, ose 40 trilionë. km.

Si i matin astronomët distancat?

Sa është distanca nga Toka në Diell?

dielli(në tekstin e mëtejmë S.) - trupi qendror i Sistemit Diellor, është një top i nxehtë plazme; S. është ylli më i afërt me Tokën. Pesha S. - 1.990 1030 kg(332,958 herë më shumë se masa e Tokës). 99.866% e masës së sistemit diellor është e përqendruar në diell. Paralaksa diellore (këndi në të cilin rrezja ekuatoriale e Tokës është e dukshme nga qendra e veriut, e vendosur në një distancë mesatare nga veriu, është 8.794 (4.263'10 = 5 rad). Distanca nga Toka në Veri varion nga 1,4710’1011 m (janar) në 1,5210’1011 m (korrik), mesatarisht 1,4960’1011 m(njësi astronomike). Diametri mesatar këndor i Tokës është 1919,26 (9,305'10 = 3 rad), që korrespondon me diametrin linear të Tokës 1,392'109 m (109 herë diametri i ekuatorit të Tokës. Dendësia mesatare e Tokës është 1,41). '103 kg/m3 Shpejtësia e rëndesës në sipërfaqen e diellit është 273,98 m/sek2 i diellit, i përcaktuar sipas ligjit Stefan-Boltzmann, sipas rrezatimit total të diellit (shih Rrezatimi diellor), është i barabartë me 5770 K.

Historia e vëzhgimeve teleskopike të S. fillon me vëzhgimet e bëra nga G. Galileo në 1611; U zbuluan njollat ​​e diellit dhe u përcaktua periudha e rrotullimit të diellit rreth boshtit të tij. Në 1843, astronomi gjerman G. Schwabe zbuloi ciklin e aktivitetit diellor. Zhvillimi i metodave të analizës spektrale bëri të mundur studimin e kushteve fizike të diellit Në vitin 1814, J. Fraunhofer zbuloi linjat e errëta të absorbimit në spektrin e diellit Që nga viti 1836, vëzhgimet e eklipseve diellore janë kryer rregullisht, të cilat çuan në zbulimin e koronës dhe kromosferës së diellit. Në vitin 1913, astronomi amerikan J. Hale vëzhgoi ndarjen Zeeman të linjave Fraunhofer në spektrin e njollave diellore dhe në këtë mënyrë vërtetoi ekzistencën e fushave magnetike në veri. Deri në vitin 1942, astronomi suedez B. Edlen dhe të tjerët identifikuan disa linja në spektrin e koronës diellore me linja elementësh shumë të jonizuar, duke vërtetuar kështu temperaturën e lartë në kurorën diellore. Në vitin 1931, B. Lio shpiku një koronagraf diellor, i cili bëri të mundur vëzhgimin e koronës dhe kromosferës jashtë eklipseve. Në fillim të viteve 40. shekulli i 20-të Emisioni radiofonik i Diellit u zbulua Një shtysë e rëndësishme për zhvillimin e fizikës diellore në gjysmën e dytë të shekullit të 20-të. kontribuoi në zhvillimin e hidrodinamikës magnetike dhe fizikës së plazmës. Që nga fillimi i epokës hapësinore, studimi i rrezatimit ultravjollcë dhe rreze X nga dielli është kryer duke përdorur metoda të astronomisë ekstra-atmosferike duke përdorur raketa, observatorë automatikë orbitalë në satelitët e Tokës dhe laboratorë hapësinorë me njerëz në bord. Në BRSS, kërkimet S. kryhen në observatorët e Krimesë dhe Pulkovo, dhe në institucionet astronomike në Moskë, Kiev, Tashkent dhe Alma-Ata. Abastumani, Irkutsk, etj. Shumica e observatorëve astrofizikë të huaj janë të angazhuar në kërkime astrofizike (shih Observatorët dhe institutet astronomike).

Rrotullimi i diellit rreth boshtit të tij ndodh në të njëjtin drejtim si rrotullimi i Tokës, në një rrafsh të pjerrët me 7?15" në rrafshin e orbitës së Tokës (ekliptikë). Shpejtësia e rrotullimit përcaktohet nga lëvizja e dukshme. të pjesëve të ndryshme në atmosferën e diellit dhe nga zhvendosja e vijave spektrale në spektrin e skajit të diskut diellor për shkak të efektit Doppler Kështu, u zbulua se periudha e rrotullimit të sistemit diellor nuk është e njëjtë në Gjerësia gjeografike e ndryshme Pozicioni i veçorive të ndryshme në sipërfaqen diellore përcaktohet duke përdorur koordinatat heliografike të matura nga ekuatori diellor (gjerësia gjeografike) dhe nga meridiani qendror i disqeve të S. ose nga një meridian i caktuar i zgjedhur si ai fillestar i ashtuquajturi meridian Carrington. Në këtë rast, besohet se S. rrotullohet si trup i ngurtë me një gjerësi heliografike prej 17? Koha e rrotullimit në të njëjtën gjerësi gjeografike N në raport me yjet (periudha anësore) është 25,38 ditë. Shpejtësia këndore e rrotullimit w për rrotullimin sidereal ndryshon me gjerësinë gjeografike heliografike j sipas ligjit: w = 14?, 44-3? sin2j në ditë. Shpejtësia lineare e rrotullimit në ekuatorin verior është rreth 2000 m/sek.

S. si yll është një xhuxh tipik i verdhë dhe ndodhet në pjesën e mesme të sekuencës kryesore të yjeve në diagramin Hertzsprung-Russell. Madhësia e dukshme fotovizuale e S. është - 26.74, madhësia vizuale absolute Mv është + 4.83. Indeksi i ngjyrës C është për rastin e rajoneve blu (B) dhe vizuale (V) të spektrit MB - MV = 0,65. Klasa spektrale C. G2V. Shpejtësia e lëvizjes në raport me grupin e yjeve afër është 19,7 m/sek. S. ndodhet brenda një prej degëve spirale të Galaxy tonë në një distancë prej rreth 10 kpc nga qendra e saj. Periudha e revolucionit të diellit rreth qendrës së Galaxy është rreth 200 milion vjet. Mosha e S. është rreth 5?109 vjeç.

Struktura e brendshme e S. përcaktohet me supozimin se është një trup sferikisht simetrik dhe është në ekuilibër. Ekuacioni i transferimit të energjisë, ligji i ruajtjes së energjisë, ekuacioni i gjendjes së një gazi ideal, ligji Stefan-Boltzmann dhe kushtet e ekuilibrit hidrostatik, rrezatues dhe konvektiv, së bashku me vlerat e shkëlqimit total, masës totale dhe rrezja e përcaktuar nga vëzhgimet dhe të dhënat për përbërjen e tij kimike, bëjnë të mundur ndërtimin e një modeli të strukturës së brendshme të S. Besohet se përmbajtja e hidrogjenit në S. sipas peshës është rreth 70%, helium është rreth 27%, dhe përmbajtja e të gjithë elementët e tjerë është rreth 2.5%. Bazuar në këto supozime, llogaritet se temperatura në qendër të veriut është 10-15?106 K, dendësia është rreth 1,5'105 kg/m3 dhe presioni është 3,4'1016 n/m2 (rreth 3' 1011 atmosfera). Besohet se burimi i energjisë që plotëson humbjet e rrezatimit dhe ruan temperaturën e lartë të diellit janë reaksionet bërthamore që ndodhin në zorrët e diellit energjia përcaktohet nga reaksionet bërthamore, në të cilat hidrogjeni shndërrohet në helium. Në veri janë të mundshme 2 grupe të reaksioneve termonukleare të këtij lloji: të ashtuquajturat. cikli proton-proton (hidrogjen) dhe cikli i karbonit (cikli Bethe). Ka shumë të ngjarë që në Veri të mbizotërojë cikli proton-proton, i përbërë nga tre reaksione, në të parin nga të cilat bërthamat e deuteriumit (izotopi i rëndë i hidrogjenit, masa atomike 2) formohen nga bërthamat e hidrogjenit; në të dytën e bërthamave të deuteriumit formohen bërthama të izotopit të heliumit me masë atomike 3 dhe, së fundi, në të tretën, formohen bërthama të izotopit të qëndrueshëm të heliumit me masë atomike 4.

Transferimi i energjisë nga shtresat e brendshme të dhomës me diell ndodh kryesisht nëpërmjet thithjes së rrezatimit elektromagnetik që vjen nga poshtë dhe riemetimit të mëvonshëm. Si rezultat i një uljeje të temperaturës me distancën nga qendra e diellit, gjatësia e valës së rrezatimit rritet gradualisht, duke transferuar pjesën më të madhe të energjisë në shtresat e sipërme (shih ligjin e rrezatimit të Wien-it. Transferimi i energjisë nga lëvizja e nxehtësisë). materia nga shtresat e brendshme, dhe lënda e ftohur nga brenda (konvekcioni) luan një rol të rëndësishëm në shtresat relativisht më të larta që formojnë zonën konvektive të diellit, e cila fillon në një thellësi prej rreth 0,2 rreze diellore dhe ka një trashësi prej rreth 108 m i lëvizjeve konvektive rritet me largësinë nga qendra e diellit dhe në pjesën e jashtme të zonës konvektive arrin (2-2. 5)?103 m/sek. Në shtresat edhe më të larta (në atmosferën diellore), transferimi i energjisë kryhet përsëri nga rrezatimi. Në shtresat e sipërme të atmosferës diellore (në kromosferë dhe koronë), një pjesë e energjisë shpërndahet nga valët mekanike dhe magnetohidrodinamike, të cilat krijohen në zonën konvektive, por thithen vetëm në këto shtresa. Dendësia në atmosferën e sipërme është shumë e ulët, dhe heqja e nevojshme e energjisë për shkak të rrezatimit dhe përcjellshmërisë termike është e mundur vetëm nëse temperatura kinetike e këtyre shtresave është mjaft e lartë. Së fundi, në pjesën e sipërme të koronës diellore, pjesa më e madhe e energjisë merret nga rrjedhat e materies që lëvizin nga dielli, të ashtuquajturat. era diellore. temperatura në çdo shtresë vendoset në një nivel të tillë që të arrihet automatikisht një bilanc energjetik: sasia e energjisë e sjellë për shkak të përthithjes së të gjitha llojeve të rrezatimit, përçueshmërisë termike ose lëvizjes së materies është e barabartë me shumën e të gjitha humbjeve të energjisë. të shtresës.

Rrezatimi total i diellit përcaktohet nga ndriçimi i krijuar prej tij në sipërfaqen e Tokës - rreth 100 mijë luks kur dielli është në zenitin e tij. Jashtë atmosferës, në distancën mesatare të Tokës nga veriu, ndriçimi është 127 mijë luks. Intensiteti i dritës diellore është 2,84 x 1027, sasia e energjisë së dritës që arrin në minutë për 1 cm3 sipërfaqe, e vendosur pingul me rrezet e diellit jashtë atmosferës në distancën mesatare të Tokës nga dielli, quhet konstante diellore. Fuqia e rrezatimit total të Diellit është 3,83?1026 watts, nga të cilat rreth 2?1017 watts arrijnë në Tokë, shkëlqimi mesatar i sipërfaqes së Diellit (kur vërehet jashtë atmosferës së Tokës) është 1,98?109 nits, shkëlqimi i qendra e diskut të Diellit është - 2,48?109 nt. Shkëlqimi i diskut S. zvogëlohet nga qendra në skaj, dhe kjo rënie varet nga gjatësia e valës, kështu që shkëlqimi në skajin e diskut S., për shembull, për dritën me një gjatësi vale 3600 A, është rreth 0,2 e ndriçimit të qendrës së tij, dhe për 5000 A - rreth 0,3 ndriçim i qendrës së diskut C Në skajin e diskut C, shkëlqimi bie 100 herë në më pak se një sekondë harkore, kështu që kufiri i C. disku duket shumë i mprehtë (Fig. 1).

Përbërja spektrale e dritës së emetuar nga energjia diellore, domethënë shpërndarja e energjisë në spektrin diellor (pasi të merret parasysh ndikimi i përthithjes në atmosferën e tokës dhe ndikimi i linjave Fraunhofer), në terma të përgjithshëm korrespondon me shpërndarjen e energjisë në rrezatimin e një trupi absolutisht të zi me temperaturë rreth 6000 K. Megjithatë, ka devijime të dukshme në pjesë të caktuara të spektrit. Energjia maksimale në spektrin e S. korrespondon me një gjatësi vale prej 4600 A. Spektri i S. është një spektër i vazhdueshëm mbi të cilin mbivendosen më shumë se 20 mijë linja thithëse (linjat Fraunhofer). Më shumë se 60% e tyre identifikohen me linja spektrale të elementeve kimike të njohura duke krahasuar gjatësitë e valëve dhe intensitetin relativ të vijës së absorbimit në spektrin diellor me spektrat laboratorikë. Studimi i linjave Fraunhofer jep informacion jo vetëm për përbërjen kimike të atmosferës diellore, por edhe për kushtet fizike në ato shtresa në të cilat formohen linja të caktuara absorbimi. Elementi mbizotërues në S. është hidrogjeni. Numri i atomeve të heliumit është 4-5 herë më pak se hidrogjeni. Numri i atomeve të të gjithë elementëve të tjerë të kombinuar është të paktën 1000 herë më pak se numri i atomeve të hidrogjenit. Ndër to, më të bollshmet janë oksigjeni, karboni, azoti, magnezi, silikoni, squfuri, hekuri etj. Në spektrin e oksigjenit mund të identifikohen edhe linjat që i përkasin disa molekulave dhe radikalëve të lirë: OH, NH, CH, CO, etj.

Fushat magnetike në diell maten kryesisht nga ndarja Zeeman e linjave të absorbimit në spektrin e diellit (shih efektin Zeeman). Ekzistojnë disa lloje të fushave magnetike në veri (shih magnetizmi diellor). Fusha magnetike totale e diellit është e vogël dhe arrin një forcë prej 1 e të një polariteti ose një tjetër dhe ndryshon me kalimin e kohës. Kjo fushë është e lidhur ngushtë me fushën magnetike ndërplanetare dhe strukturën e saj sektoriale. Fushat magnetike të lidhura me aktivitetin diellor mund të arrijnë një intensitet prej disa mijëra Oe në njollat ​​​​diellore Struktura e fushave magnetike në rajonet aktive është shumë e ndërlikuar, polet magnetike të polariteteve të ndryshme. Ekzistojnë gjithashtu rajone magnetike lokale me fuqi të fushës prej qindra Oe jashtë njollave diellore. Fushat magnetike depërtojnë si në kromosferën ashtu edhe në koronën diellore. Proceset magnetogazdinamike dhe plazmatike luajnë një rol të madh në veri. Në një temperaturë prej 5000-10,000 K, gazi jonizohet mjaftueshëm, përçueshmëria e tij është e lartë, dhe për shkak të shkallës së madhe të fenomeneve diellore, rëndësia e ndërveprimeve elektromekanike dhe magnetomekanike është shumë e madhe (shih magnetohidrodinamikën kozmike).

Atmosfera e diellit formohet nga shtresa të jashtme, të vëzhgueshme. Pothuajse i gjithë rrezatimi diellor vjen nga pjesa e poshtme e atmosferës së tij, e quajtur fotosferë. Bazuar në ekuacionet e transferimit të energjisë rrezatuese, ekuilibrit termodinamik rrezatues dhe lokal dhe fluksit të rrezatimit të vëzhguar, është e mundur të ndërtohet teorikisht një model i shpërndarjes së temperaturës dhe densitetit me thellësinë në fotosferë. Trashësia e fotosferës është rreth 300 km, dendësia mesatare e saj është 3? temperatura në fotosferë bie ndërsa kalojmë në më shumë shtresa të jashtme, vlera mesatare e saj është rreth 6000 K, në kufirin e fotosferës është rreth 4200 K. Presioni varion nga 104 në 102 n/m2. Ekzistenca e konvekcionit në zonën nënfotosferike të diellit manifestohet në shkëlqimin e pabarabartë të fotosferës dhe granularitetin e saj të dukshëm - të ashtuquajturat. struktura e granulimit. Granulat janë pika të ndritshme të një forme pak a shumë të rrumbullakët, të dukshme në imazhin e S. të marrë në dritën e bardhë (Fig. 2). Madhësia e kokrrizave është 150-1000 km, jetëgjatësia është 5-10 minuta. granula individuale mund të vërehen brenda 20 minutave. Ndonjëherë kokrrizat formojnë grupime me madhësi deri në 30,000 km Granulat janë më të shndritshme se hapësirat ndërkokrrizore me 20-30%, që korrespondon me një ndryshim në temperaturë prej një mesatare prej 300 K. Ndryshe nga formacionet e tjera, në sipërfaqen e diellit është granulimi. i njëjtë në të gjitha gjerësitë heliografike dhe nuk varet nga aktiviteti diellor. Shpejtësitë e lëvizjeve kaotike (shpejtësitë e turbullta) në fotosferë janë, sipas përcaktimeve të ndryshme, 1-3 km/sek. Në fotosferë janë zbuluar lëvizje osciluese kuaziperiodike në drejtimin radial. Ato ndodhin në zona me përmasa 2-3 mijë km, me një periudhë rreth 5 minuta dhe një amplitudë shpejtësie prej rreth 500 m/sek Pas disa periudhave, lëkundjet në një vend të caktuar shuhen, pastaj ato mund të shfaqen përsëri. Vëzhgimet treguan gjithashtu ekzistencën e qelizave në të cilat lëvizja ndodh në drejtimin horizontal nga qendra e qelizës deri në kufijtë e saj. Shpejtësia e lëvizjeve të tilla është rreth 500 m/sek. Madhësitë e qelizave të supergranulave janë 30-40 mijë km. Pozicioni i supergranulave përkon me qelizat e rrjetit kromosferik. Në kufijtë e supergranulave, fusha magnetike rritet. Supozohet se supergranulat pasqyrojnë ekzistencën e qelizave konvektive të së njëjtës madhësi në një thellësi prej disa mijëra km nën sipërfaqe. Fillimisht u supozua se fotosfera prodhon vetëm rrezatim të vazhdueshëm, dhe linjat e absorbimit formohen në shtresën e kundërt të vendosur mbi të. Më vonë u zbulua se si linjat spektrale ashtu edhe një spektër i vazhdueshëm formohen në fotosferë. Megjithatë, për të thjeshtuar llogaritjet matematikore gjatë llogaritjes së linjave spektrale, ndonjëherë përdoret koncepti i një shtrese përmbysëse.

Njollat ​​dhe ndezjet e diellit. Njollat ​​e diellit dhe fakulat shpesh vërehen në fotosferë (Fig. 1 dhe 2). Njollat ​​e diellit janë formacione të errëta, që zakonisht përbëhen nga një bërthamë më e errët (umbra) dhe gjysma përreth. Diametri i njollave arrin 200,000 km. Ndonjëherë vendi është i rrethuar nga një kufi i lehtë. Njollat ​​shumë të vogla quhen pore. Jetëgjatësia e njollave është nga disa orë deri në disa muaj. Spektri i njollave përmban edhe më shumë linja dhe breza absorbues sesa në spektrin e fotosferës. Zhvendosjet e vijave në spektrin e njollave për shkak të efektit Doppler tregojnë lëvizjen e materies në pika - dalje në nivele më të ulëta dhe hyrje në nivele më të larta, shpejtësia e lëvizjes arrin 3? Nga krahasimet e intensiteteve të vijave dhe spektrit të vazhdueshëm të njollave dhe fotosferës, rezulton se njollat ​​janë 1-2 mijë gradë më të ftohta se fotosfera (4500 K dhe më poshtë). Si rezultat, në sfondin e fotosferës, njollat ​​duken të errëta, shkëlqimi i bërthamës është 0,2-0,5 shkëlqimi i fotosferës, dhe shkëlqimi i gjysëm mbulesës është rreth 80% e shkëlqimit fotosferik. Të gjitha njollat ​​e diellit kanë një fushë magnetike të fortë, që arrin një forcë prej 5000 Oe për njollat ​​e mëdha diellore Zakonisht, njollat ​​​​e diellit formojnë grupe që, sipas fushës së tyre magnetike, mund të jenë njëpolare, bipolare dhe multipolare, d.m.th. përmbajnë shumë pika me polaritet të ndryshëm, shpesh të bashkuara nga. një gjysëm të përbashkët. Grupet e njollave të diellit janë gjithmonë të rrethuara nga fakula dhe flokula, dukje, shpërthime diellore ndonjëherë ndodhin pranë tyre, dhe në koronën diellore mbi to vërehen formacione në formën e rrezeve të helmetave dhe tifozëve - e gjithë kjo së bashku formon një rajon aktiv në veri. Numri mesatar vjetor i pikave të vëzhguara dhe rajoneve aktive, si dhe sipërfaqja mesatare e zënë prej tyre ndryshon me një periudhë rreth 11 vjeçare. Kjo është një vlerë mesatare, por kohëzgjatja e cikleve individuale të aktivitetit diellor varion nga 7,5 deri në 16 vjet (shih Aktiviteti diellor). Numri më i madh i njollave të dukshme në të njëjtën kohë në sipërfaqen e diellit ndryshon më shumë se dy herë për cikle të ndryshme. Kryesisht njollat ​​gjenden në të ashtuquajturat. Zonat mbretërore që shtrihen nga 5 në 30? gjerësia gjeografike heliografike në të dy anët e ekuatorit diellor. Në fillim të ciklit të aktivitetit diellor, gjerësia gjeografike e vendndodhjes së njollës diellore është më e lartë, në fund të ciklit është më e ulët dhe në gjerësi më të larta shfaqen pikat e ciklit të ri. Më shpesh, vërehen grupe bipolare të njollave të diellit, të përbëra nga dy njolla të mëdha dielli - koka dhe ato pasuese, me polaritet të kundërt magnetik dhe disa më të vogla. Njollat ​​e kokës kanë të njëjtin polaritet gjatë gjithë ciklit të aktivitetit diellor, këto polaritete janë të kundërta në hemisferat veriore dhe jugore të C. Me sa duket, njollat ​​​​janë depresione në fotosferë dhe dendësia e materies në to është më e vogël se sa dendësia e materies në fotosferë në të njëjtin nivel.

Në zonat aktive të diellit, vërehen fakula - formacione të ndritshme fotosferike, të dukshme në dritën e bardhë kryesisht pranë skajit të diskut diellor. Zona e zonave të ndezjes është disa herë më e madhe se zona e grupit përkatës të njollave. Numri i pishtarëve në diskun diellor varet nga faza e ciklit të aktivitetit diellor. Fakulat kanë kontrastin maksimal (18%) pranë skajit të diskut S., por jo në skajin e tij. Në qendër të diskut S., fakulat janë praktikisht të padukshme, kontrasti i tyre është shumë i ulët. pishtarët kanë një strukturë komplekse fibroze, kontrasti i tyre varet nga gjatësia e valës në të cilën bëhen vëzhgimet. temperatura e pishtarëve është disa qindra gradë më e lartë se temperatura e fotosferës, rrezatimi total nga 1 cm2 tejkalon atë fotosferik me 3-5%. Me sa duket, pishtarët ngrihen disi mbi fotosferë. Kohëzgjatja mesatare e ekzistencës së tyre është 15 ditë, por mund të arrijë gati 3 muaj.

Kromosfera. Mbi fotosferën ka një shtresë të atmosferës së diellit të quajtur kromosferë. Pa teleskopë të veçantë me filtra drite me brez të ngushtë, kromosfera është e dukshme vetëm gjatë eklipseve totale diellore si një unazë rozë që rrethon një disk të errët, në ato minuta kur Hëna mbulon plotësisht fotosferën. Atëherë mund të vëzhgohet spektri i kromosferës, i ashtuquajturi. spektri i flakërimit. Në skajin e diskut S., kromosfera i shfaqet vëzhguesit si një shirit i pabarabartë nga i cili dalin dhëmbët individualë - spikulat kromosferike. Diametri i spikulave është 200-2000 km, lartësia është rreth 10,000 km, shpejtësia e rritjes së plazmës në spicules është deri në 30 km/sek. Në të njëjtën kohë, në veri ekzistojnë deri në 250 mijë spicula. Kur vërehet në dritën monokromatike (për shembull, në dritën e linjës së kalciumit të jonizuar 3934 A), një rrjet i ndritshëm kromosferik është i dukshëm në diskun C, i përbërë nga nyje individuale - ato të vogla me një diametër prej 1000 km dhe ato të mëdha me një diametri nga 2000 deri në 8000 km. Nyjet e mëdha janë grupime të vogla. Madhësia e qelizave të rrjetës është 30-40 mijë km. Besohet se spikulat formohen në kufijtë e qelizave të rrjetës kromosferike. Kur vërehet nën dritën e linjës së kuqe të hidrogjenit 6563 A, një strukturë karakteristike vorbullash është e dukshme pranë njollave të diellit në kromosferë (Fig. 3). Dendësia në kromosferë zvogëlohet me rritjen e distancës nga qendra C. Numri i atomeve për 1 cm3 varion nga 1015 pranë fotosferës deri në 109 në pjesën e sipërme të kromosferës. Spektri i kromosferës përbëhet nga qindra linja spektrale emetuese të hidrogjenit, heliumit dhe metaleve. Më e forta prej tyre është vija e kuqe e hidrogjenit Na (6563 A) dhe linjat H dhe K të kalciumit të jonizuar me gjatësi vale 3968 A dhe 3934 A. Shtrirja e kromosferës nuk është e njëjtë kur vërehet në vija të ndryshme spektri: në linjat më të forta kromosferike mund të gjurmohen në 14 000 km mbi fotosferë. Një studim i spektrave të kromosferës çoi në përfundimin se në shtresën ku ndodh kalimi nga fotosfera në kromosferë, temperatura kalon në një minimum dhe, ndërsa lartësia mbi bazën e kromosferës rritet, ajo bëhet e barabartë me 8-10 mijë K, kurse në lartësinë disa mijëra km arrin 15 -20 mijë K. Është vërtetuar se në kromosferë ka lëvizje kaotike (turbulente) të masave gazore me shpejtësi deri në 15?103 m/sek. Në kromosferë, pishtarët në rajonet aktive janë të dukshme në dritën monokromatike të linjave të forta kromosferike si formacione të lehta, që zakonisht quhen flokula. Formacionet e errëta të quajtura filamente janë qartë të dukshme në vijën Ha. Në skajin e diskut S., fijet dalin përtej diskut dhe vërehen kundër qiellit si pika të shndritshme. Më shpesh, fijet dhe prerjet gjenden në katër zona të vendosura në mënyrë simetrike në lidhje me ekuatorin diellor: zonat polare në veri të + 40? dhe në jug -40? gjerësia heliografike dhe zonat me gjerësi të ulët gjeografike përreth? 30? në fillim të ciklit të aktivitetit diellor dhe 17? në fund të ciklit. Filamentet dhe prominencat e zonave me gjerësi të ulët tregojnë një cikël 11-vjeçar të mirëpërcaktuar, maksimumi i tyre përkon me maksimumin e njollave diellore. Në prominencat me gjerësi të lartë, varësia nga fazat e ciklit të aktivitetit diellor është më pak e theksuar, maksimumi ndodh 2 vjet pas maksimumit të njollave; Fijet, të cilat janë prominenca të qeta, mund të arrijnë gjatësinë e rrezes diellore dhe të ekzistojnë për disa rrotullime të veriut. Lartësia mesatare e spikatjeve mbi sipërfaqen e diellit është 30-50 mijë km, gjatësia mesatare është 200 mijë km. , dhe gjerësia është 5 mijë km. Sipas hulumtimit të A. B. Severny, të gjitha prominencat mund të ndahen në 3 grupe sipas natyrës së lëvizjeve të tyre: elektromagnetike, në të cilat lëvizjet ndodhin përgjatë trajektoreve të lakuara të renditura - linjat e fushës magnetike; kaotike, në të cilën mbizotërojnë lëvizjet e çrregullta, të turbullta (shpejtësi të rendit 10 km/sek); eruptive, në të cilën substanca e një prominence fillimisht të qetë me lëvizje kaotike hidhet papritur me shpejtësi në rritje (duke arritur 700 km/sek) larg nga veriu. Temperatura në prominencat (filamentet) është 5-10 mijë K, dendësia është afër densitetit mesatar të kromosferës. Filamentet, të cilat janë aktive, duke ndryshuar me shpejtësi, zakonisht ndryshojnë shumë brenda pak orësh apo edhe minutash. Forma dhe natyra e lëvizjeve në prominencat janë të lidhura ngushtë me fushën magnetike në kromosferë dhe koronën diellore.

Korona diellore është pjesa më e jashtme dhe më e dobët e atmosferës diellore, e shtrirë në disa (më shumë se 10) rreze diellore. Deri në vitin 1931, korona mund të vërehej vetëm gjatë eklipseve totale diellore në formën e një shkëlqimi të argjendtë-margaritar rreth diskut S. të mbuluar nga Hëna (shih vëll. 9, insert në f. 384-385). Detajet e strukturës së saj dallohen qartë në kurorë: helmeta, ventilatorë, rreze koronale dhe furça polare. Pas shpikjes së koronagrafit, korona diellore filloi të vëzhgohej jashtë eklipseve. Forma e përgjithshme e koronës ndryshon me fazën e ciklit të aktivitetit diellor: në vitet minimale korona zgjatet fort përgjatë ekuatorit, në vitet maksimale është pothuajse sferike. Në dritën e bardhë, shkëlqimi i sipërfaqes së koronës diellore është një milion herë më i vogël se shkëlqimi i qendrës së diskut C. Shkëlqimi i tij formohet kryesisht si rezultat i shpërndarjes së rrezatimit fotosferik nga elektronet e lira. Pothuajse të gjithë atomet në koronë janë të jonizuar. Përqendrimi i joneve dhe elektroneve të lira në bazën e koronës është 109 grimca për 1 cm3. Korona nxehet në mënyrë të ngjashme me kromosferën. Lëshimi më i madh i energjisë ndodh në pjesën e poshtme të koronës, por për shkak të përçueshmërisë së lartë termike, korona është pothuajse izotermale - temperatura bie nga jashtë shumë ngadalë. Dalja e energjisë në korona ndodh në disa mënyra. Në pjesën e poshtme të koronës, rolin kryesor e luan transferimi i energjisë në rënie për shkak të përçueshmërisë termike. Humbja e energjisë shkaktohet nga largimi i grimcave më të shpejta nga korona. Në pjesët e jashtme të koronës, pjesa më e madhe e energjisë merret nga era diellore - një rrjedhë gazi koronal, shpejtësia e të cilit rritet me distancën nga veriu, nga disa km/sek në sipërfaqen e saj në 450 km/sek. në një distancë nga Toka. temperatura në koronë i kalon 106K. Në rajonet aktive temperatura është më e lartë - deri në 107K. Mbi zonat aktive, të ashtuquajturat kondensimet koronale, në të cilat përqendrimi i grimcave rritet dhjetëra herë. Pjesë e rrezatimit nga korona e brendshme janë linjat e emetimit të atomeve të shumëfishta të jonizuara të hekurit, kalciumit, magnezit, karbonit, oksigjenit, squfurit dhe elementëve të tjerë kimikë. Ato vërehen si në pjesën e dukshme të spektrit ashtu edhe në rajonin ultravjollcë. Korona diellore gjeneron rrezatim diellor në intervalin e njehsorit dhe rrezatim me rreze X, i cili përforcohet shumë herë në rajonet aktive. Siç kanë treguar llogaritjet, korona diellore nuk është në ekuilibër me mjedisin ndërplanetar. Rrjedhat e grimcave që përhapen nga korona në hapësirën ndërplanetare formojnë erën diellore. Midis kromosferës dhe koronës ekziston një shtresë tranzicioni relativisht e hollë, në të cilën ndodh një rritje e mprehtë e temperaturës në vlerat karakteristike të koronës. Kushtet në të përcaktohen nga rrjedha e energjisë nga korona si rezultat i përçueshmërisë termike. Shtresa e tranzicionit është burimi i shumicës së rrezatimit ultravjollcë nga dielli. Megjithatë, ky ndryshim ende nuk është studiuar mjaftueshëm.

Flakët diellore. Në rajonet aktive të kromosferës, vërehen rritje të papritura dhe relativisht afatshkurtra të shkëlqimit, të dukshme në shumë linja spektrale menjëherë. Këto formacione të ndritshme zgjasin nga disa minuta deri në disa orë Ato quhen flakë diellore (dikur të njohura si flakërima kromosferike). Ndezjet shihen më mirë në dritën e linjës së hidrogjenit Ha, por më të shndritshmet ndonjëherë janë të dukshme në dritën e bardhë. Në spektrin e një shpërthimi diellor ka disa qindra linja emetimi të elementëve të ndryshëm, neutralë dhe jonizues. temperatura e atyre shtresave të atmosferës diellore që prodhojnë shkëlqim në linjat kromosferike (1-2) është 104 K, në shtresat më të larta - deri në 107 K. Dendësia e grimcave në një shpërthim arrin 1013-1014 për 1 cm3. Sipërfaqja e ndezjeve diellore mund të arrijë 1015 m3. Në mënyrë tipike, ndezjet diellore ndodhin pranë grupeve të njollave diellore me zhvillim të shpejtë me një fushë magnetike të konfigurimit kompleks. Ato shoqërohen me aktivizimin e fibrave dhe flokulave, si dhe emetimet e substancave. Gjatë një shpërthimi, një sasi e madhe energjie lirohet (deri në 1010-1011 J Supozohet se energjia e një shpërthimi diellor fillimisht ruhet në fushën magnetike dhe më pas lirohet shpejt, gjë që çon në ngrohjen lokale dhe përshpejtimin e tij). protonet dhe elektronet, duke shkaktuar ngrohjen e mëtejshme të gazit, shkëlqimin e tij në pjesë të ndryshme të spektrit të rrezatimit elektromagnetik, formimin e një valë shoku. Shpërthimet diellore prodhojnë një rritje të konsiderueshme të rrezatimit ultravjollcë diellore dhe shoqërohen nga shpërthime të rrezatimit me rreze X (ndonjëherë shumë të fuqishme), shpërthime të emetimit të radios dhe lëshim të trupave me energji të lartë deri në 1010 eV. Ndonjëherë vërehen shpërthime të rrezatimit me rreze X pa rritur shkëlqimin në kromosferë. Disa ndezje diellore (ato quhen ndezje protonike) shoqërohen nga rryma veçanërisht të forta të grimcave energjetike - rrezet kozmike me origjinë diellore. Flakët e protonit krijojnë rrezik për astronautët në fluturim, sepse Grimcat energjike, duke u përplasur me atomet e guaskës së një anije kozmike, gjenerojnë rrezatim bremsstrahlung, rreze X dhe gama, ndonjëherë në doza të rrezikshme.

Ndikimi i aktivitetit diellor në dukuritë tokësore. Energjia është në fund të fundit burimi i të gjitha llojeve të energjisë së përdorur nga njerëzimi (përveç energjisë atomike). Kjo është energjia e erës, ujit në rënie, energjia e çliruar gjatë djegies së të gjitha llojeve të karburantit. Ndikimi i aktivitetit diellor në proceset që ndodhin në atmosferë, magnetosferë dhe biosferë të Tokës është shumë i larmishëm (shih lidhjet diellore-tokësore).

Instrumentet për studimin e S. Vëzhgimet e S. kryhen duke përdorur refraktorë të vegjël ose të mesëm dhe teleskopë të mëdhenj pasqyrë, në të cilët shumica e optikës janë të palëvizshme, dhe rrezet e diellit drejtohen brenda instalimit horizontal ose kullë të teleskopit duke përdorur një (siderostat, heliostat) ose dy (celostat ) pasqyra lëvizëse (shih figurën për artikullin teleskopi Tower). Gjatë ndërtimit të teleskopëve të mëdhenj diellorë, vëmendje e veçantë i kushtohet rezolucionit të lartë hapësinor përgjatë diskut C. Është krijuar një lloj i veçantë teleskopi diellor - një koronografi jashtë eklipsit. Brenda koronografisë, imazhi i diellit është i eklipsuar nga një "Hënë" artificiale - një disk special i errët. Në një koronografi, sasia e dritës së shpërndarë zvogëlohet shumë herë, kështu që është e mundur të vëzhgohen shtresat më të jashtme të atmosferës jashtë eklipsit. linjë. Janë krijuar gjithashtu filtra me densitet neutral me transparencë radiale të ndryshueshme, duke bërë të mundur vëzhgimin e koronës diellore në një distancë prej disa rrezesh C. Teleskopët e mëdhenj diellorë zakonisht pajisen me spektrografë të fuqishëm me regjistrim fotografik ose fotoelektrik të spektrit. Spektrograf mund të ketë gjithashtu një magnetograf - një pajisje për studimin e ndarjes dhe polarizimit të linjave spektrale të Zeeman dhe përcaktimin e madhësisë dhe drejtimit të fushës magnetike në veri studimi i rrezatimit diellor në rrezet ultravjollcë, infra të kuqe dhe në disa rajone të tjera të spektrit, të zhytur në atmosferën e Tokës çoi në krijimin e observatorëve orbitalë jashtë atmosferës, duke bërë të mundur marrjen e spektrave të diellit dhe formacioneve individuale në sipërfaqen e tij jashtë atmosfera e Tokës.

• Ne mund të instalojmë një seri reflektorësh të mëdhenj në pikën L1 të Lagranzhit për të bllokuar një pjesë të dritës që të arrijë në Tokë.
• Ne mund të gjeoinxhinierojmë atmosferën/albedon e planetit tonë për të reflektuar më shumë dritë dhe për të thithur më pak.
• Ne mund ta çlirojmë planetin nga efekti serë duke hequr molekulat e metanit dhe dioksidit të karbonit nga atmosfera.
• Ne mund të largohemi nga Toka dhe të përqendrohemi në terraformimin e botëve të jashtme si Marsi.

Në teori, gjithçka mund të funksionojë, por do të kërkojë përpjekje dhe mbështetje të madhe.

Megjithatë, vendimi për të migruar Tokën në një orbitë të largët mund të bëhet përfundimtar. Dhe megjithëse do të na duhet të lëvizim vazhdimisht planetin jashtë orbitës për të mbajtur një temperaturë konstante, kjo do të marrë qindra miliona vjet. Për të kompensuar efektin e një rritjeje prej 1% në shkëlqimin e Diellit, Toka duhet të zhvendoset 0.5% larg Diellit; për të kompensuar një rritje prej 20% (d.m.th., mbi 2 miliardë vjet), Toka duhet të zhvendoset 9.5% më larg. Toka nuk do të jetë më 149,600,000 km nga Dielli, por 164,000,000 km.

Distanca nga Toka në Diell nuk ka ndryshuar shumë gjatë 4.5 miliardë viteve të fundit. Por nëse Dielli nxehet dhe ne nuk duam që Toka të skuqet plotësisht, do të duhet të konsiderojmë seriozisht migrimin planetar.

Kjo kërkon shumë energji! Lëvizja e Tokës - të gjashtë septilion kilogramët (6 x 10 24) të saj - larg Diellit do të ndryshonte ndjeshëm parametrat tanë orbitalë. Nëse e lëvizim planetin 164,000,000 km larg Diellit, ka dallime të dukshme:

• Tokës do t'i duhet 14.6% më shumë kohë për të rrotulluar Diellin
• për të mbajtur një orbitë të qëndrueshme, shpejtësia jonë orbitale duhet të bjerë nga 30 km/s në 28.5 km/s
• Nëse periudha e rrotullimit të Tokës mbetet e njëjtë (24 orë), viti do të ketë 418 ditë në vend të 365.
• Dielli do të jetë shumë më i vogël në qiell - me 10% - dhe baticat e shkaktuara nga Dielli do të jenë më të dobëta për disa centimetra

Nëse Dielli fryhet në madhësi dhe Toka largohet prej tij, të dy efektet nuk anulohen plotësisht; Dielli do të duket më i vogël nga Toka

Por për ta çuar Tokën aq larg, ne duhet të bëjmë ndryshime shumë të mëdha energjetike: do të na duhet të ndryshojmë energjinë potenciale gravitacionale të sistemit Diell-Tokë. Edhe duke marrë parasysh të gjithë faktorët e tjerë, duke përfshirë ngadalësimin e lëvizjes së Tokës rreth Diellit, do të na duhej të ndryshonim energjinë orbitale të Tokës me 4,7 x 10 35 xhaul, që është e barabartë me 1,3 x 10 20 teravat orë: 10 15 herë kosto vjetore e energjisë që përballon njerëzimi. Ju do të mendonit se në dy miliardë vjet ata do të ishin të ndryshëm, dhe janë, por jo shumë. Ne do të kemi nevojë për 500,000 herë më shumë energji sesa gjeneron njerëzimi në nivel global sot, të gjitha këto do të shkojnë në lëvizjen e Tokës drejt sigurisë.

Shpejtësia me të cilën planetët rrotullohen rreth Diellit varet nga largësia e tyre nga Dielli. Migrimi i ngadaltë i Tokës prej 9.5% në distancë nuk do të prishë orbitat e planetëve të tjerë.

Teknologjia nuk është çështja më e vështirë. Pyetja e vështirë është shumë më themelore: si e marrim gjithë këtë energji? Në realitet, ka vetëm një vend që do të kënaqë nevojat tona: vetë Dielli. Aktualisht, Toka merr rreth 1500 vat energji për metër katror nga Dielli. Për të marrë fuqi të mjaftueshme për të migruar Tokën në kohën e nevojshme, do të na duhej të ndërtonim një grup (në hapësirë) që do të mblidhte 4,7 x 10 35 xhaul energji, në mënyrë uniforme, mbi 2 miliardë vjet. Kjo do të thotë se ne kemi nevojë për një grup me një sipërfaqe prej 5 x 10 15 metra katrorë (dhe 100% efikasitet), që është e barabartë me të gjithë sipërfaqen e dhjetë planetëve si i yni.

Koncepti i energjisë diellore hapësinore ka qenë në zhvillim për një kohë të gjatë, por askush nuk e ka imagjinuar ende një grup qelizash diellore me përmasa 5 miliardë kilometra katrorë.

Prandaj, për ta transportuar Tokën në një orbitë të sigurt më larg, do t'ju duhet një panel diellor prej 5 miliardë kilometrash katrorë me efikasitet 100%, e gjithë energjia e të cilit do të shpenzohet për ta shtyrë Tokën në një orbitë tjetër brenda 2 miliardë viteve. A është fizikisht e mundur kjo? Absolutisht. Me teknologji moderne? Aspak. A është praktikisht e mundur kjo? Me atë që dimë tani, pothuajse me siguri jo. Zvarritja e një planeti të tërë është e vështirë për dy arsye: së pari, për shkak të tërheqjes gravitacionale të Diellit dhe për shkak të masivitetit të Tokës. Por ne kemi një Diell të tillë dhe një Tokë të tillë, dhe Dielli do të nxehet pavarësisht nga veprimet tona. Derisa të kuptojmë se si të mbledhim dhe përdorim këtë sasi energjie, do të na duhen strategji të tjera.

Ekzistojnë 3 mundësi për deorbitim - lëvizni në një orbitë të re (e cila nga ana tjetër mund të jetë më afër ose më larg nga dielli, ose edhe shumë e zgjatur), të bini në Diell dhe të largoheni nga sistemi diellor. Le të shqyrtojmë vetëm opsionin e tretë, i cili, për mendimin tim, është më interesant.

Ndërsa largohemi më shumë nga dielli, do të ketë më pak dritë ultravjollcë në dispozicion për fotosintezë dhe temperatura mesatare në planet do të ulet vit pas viti. Bimët do të jenë të parat që do të vuajnë, duke çuar në ndërprerje të mëdha në zinxhirët ushqimorë dhe ekosistemet. Dhe epoka e akullit do të vijë mjaft shpejt. Oazat e vetme me pak a shumë kushte do të jenë pranë burimeve gjeotermale dhe gejzerëve. Por jo për shumë kohë.

Pas një numri të caktuar vitesh (nga rruga, nuk do të ketë më stinë), në një distancë të caktuar nga dielli, shirat e pazakontë do të fillojnë në sipërfaqen e planetit tonë. Do të jenë shira oksigjeni. Nëse jeni me fat, ndoshta do të bjerë borë nga oksigjeni. Nuk mund të them me siguri nëse njerëzit në sipërfaqe do të jenë në gjendje të përshtaten me këtë - nuk do të ketë as ushqim, çeliku në kushte të tilla do të jetë shumë i brishtë, kështu që është e paqartë se si të merret karburant. sipërfaqja e oqeanit do të ngrijë në një thellësi të konsiderueshme, kapaku i akullit për shkak të zgjerimit të akullit do të mbulojë të gjithë sipërfaqen e planetit përveç maleve - planeti ynë do të bëhet i bardhë.

Por temperatura e bërthamës dhe mantelit të planetit nuk do të ndryshojë, kështu që nën kapakun e akullit në një thellësi prej disa kilometrash temperatura do të mbetet mjaft e tolerueshme. (nëse gërmoni një minierë të tillë dhe i siguroni ushqim të vazhdueshëm dhe oksigjen, madje do të jetë e mundur të jetoni atje)

Gjëja më qesharake është në thellësi të detit. Ku edhe tani një rreze drite nuk depërton. Atje, në një thellësi prej disa kilometrash nën sipërfaqen e oqeanit, ka ekosisteme të tëra që absolutisht nuk varen nga dielli, nga fotosinteza, nga nxehtësia diellore. Ai ka ciklet e veta të substancave, kimiosintezën në vend të fotosintezës, dhe temperatura e kërkuar ruhet për shkak të nxehtësisë së planetit tonë (aktiviteti vullkanik, burimet e nxehta nënujore, etj. Meqenëse temperatura brenda planetit tonë sigurohet nga graviteti i tij). , masë edhe pa diell është edhe jashtë sistemeve diellore, kushte të qëndrueshme dhe aty do të ruhet temperatura e kërkuar. Dhe jeta që zien në thellësi të detit, në fund të oqeanit, as që do ta vërejë se dielli është zhdukur. Ajo jetë as që do ta dijë se planeti ynë dikur rrotullohej rreth diellit. Ndoshta do të evoluojë.

Është gjithashtu e pamundur, por edhe e mundur, që një top bore - Toka - një ditë, miliarda vjet më vonë, të fluturojë në një nga yjet e galaktikës sonë dhe të bjerë në orbitën e saj. Është gjithashtu e mundur që në atë orbitë të një ylli tjetër planeti ynë të "shkrihet" dhe në sipërfaqe të shfaqen kushte të favorshme për jetën. Ndoshta jeta në thellësi të detit, pasi ka kapërcyer gjithë këtë rrugë, do të dalë përsëri në sipërfaqe, siç ka ndodhur tashmë një herë. Ndoshta, si rezultat i evolucionit, jeta inteligjente do të shfaqet përsëri në planetin tonë pas kësaj. Dhe së fundi, ndoshta ata do të gjejnë media të mbijetuara me pyetje dhe përgjigje nga faqja në mbetjet e një prej qendrave të të dhënave

Është e pamundur të shpjegohet… 29 shtator 2016

Shkencëtarët nga Laboratori Jet Propulsion i NASA-s dhe Laboratori Kombëtar i Los Alamos (SHBA) kanë përpiluar një listë të fenomeneve astronomike të vëzhguara në sistemin diellor që janë krejtësisht të pamundura për t'u shpjeguar...

Këto fakte janë verifikuar shumë herë dhe nuk ka dyshim për realitetin e tyre. Por ato nuk përshtaten fare me pamjen ekzistuese të botës. Dhe kjo do të thotë që ose ne nuk i kuptojmë plotësisht ligjet e natyrës, ose... dikush po ndryshon vazhdimisht pikërisht këto ligje.

Këtu janë disa shembuj:

Kush përshpejton sondat hapësinore

Në vitin 1989, aparati i kërkimit Galileo u nis në një udhëtim të gjatë drejt Jupiterit. Për t'i dhënë shpejtësinë e kërkuar, shkencëtarët përdorën një "manovër gravitacionale". Sonda iu afrua Tokës dy herë në mënyrë që forca gravitacionale e planetit të mund ta "shtynte" atë, duke i dhënë përshpejtim shtesë. Por pas manovrave, shpejtësia e Galileos doli të ishte më e lartë se e llogaritur.

Teknika u përpunua, dhe më parë të gjitha pajisjet mbingarkoheshin normalisht. Pastaj shkencëtarët duhej të dërgonin tre stacione të tjera kërkimore në hapësirën e thellë. Sonda NEAR shkoi në asteroidin Eros, Rosetta fluturoi për të studiuar kometën Churyumov-Gerasimenko dhe Cassini shkoi në Saturn. Të gjithë ata kryen manovrën e gravitetit në të njëjtën mënyrë dhe për të gjithë shpejtësia përfundimtare doli të ishte më e madhe se ajo e llogaritur - shkencëtarët e monitoruan seriozisht këtë tregues pasi u vu re anomalia me Galileo.

Nuk kishte asnjë shpjegim për atë që po ndodhte. Por për disa arsye, të gjitha pajisjet e dërguara në planetë të tjerë pas Cassini nuk morën një nxitim shtesë të çuditshëm gjatë manovrës gravitacionale. Pra, çfarë ishte ajo "diçka" në periudhën nga viti 1989 (Galileo) deri në 1997 (Cassini) që u dha të gjitha sondave që shkonin në hapësirën e thellë përshpejtim shtesë?

Shkencëtarët ende po ngrenë supet: kujt i duhej të "shtynte" katër satelitë? Në qarqet ufologjike, ekzistonte madje një version që një inteligjencë e lartë vendosi se do të ishte e nevojshme të ndihmonte tokësorët të eksploronin Sistemin Diellor.

Ky efekt nuk vërehet tani, dhe nëse do të shfaqet përsëri nuk dihet.

Pse Toka ikën nga dielli?

Shkencëtarët kanë mësuar prej kohësh të matin distancën nga planeti ynë në yll. Tani ajo konsiderohet e barabartë me 149,597,870 kilometra. Më parë, besohej se ishte e pandryshueshme. Por në vitin 2004, astronomët rusë zbuluan se Toka po largohet nga Dielli me rreth 15 centimetra në vit - 100 herë më shumë se gabimi i matjes.

Diçka që u përshkrua më parë vetëm në romanet fantashkencë po ndodh: planeti ka shkuar në një "lundrim të lirë"? Natyra e udhëtimit që ka nisur ende nuk dihet. Sigurisht, nëse shkalla e largimit nuk ndryshon, do të kalojnë qindra miliona vjet para se të largohemi nga Dielli aq sa planeti të ngrijë. Por papritmas shpejtësia do të rritet. Apo, përkundrazi, a do të fillojë Toka t'i afrohet yllit?

Deri tani askush nuk e di se çfarë do të ndodhë më pas.

Kush nuk i lejon “pionierët” të shkojnë jashtë vendit?

Sondat amerikane Pioneer 10 dhe Pioneer 11 u lëshuan në 1972 dhe 1983, respektivisht. Deri tani ata duhet të kishin fluturuar tashmë jashtë sistemit diellor. Mirëpo, në një moment të caktuar, si njëri ashtu edhe tjetri, për arsye të panjohura, filluan të ndryshojnë trajektoren e tyre, sikur një forcë e panjohur nuk donte t'i linte të shkonin shumë larg.

Pioneer 10 tashmë ka devijuar me katërqind mijë kilometra nga trajektorja e llogaritur. Pioneer 11 ndjek saktësisht rrugën e vëllait të saj. Ka shumë versione: ndikimi i erës diellore, rrjedhjet e karburantit, gabimet e programimit. Por të gjitha nuk janë shumë bindëse, pasi të dyja anijet, të nisura me 11 vjet diferencë, sillen njësoj.

Nëse nuk marrim parasysh makinacionet e alienëve apo planin hyjnor për të mos liruar njerëzit përtej sistemit diellor, atëherë ndoshta këtu shfaqet ndikimi i materies së errët misterioze. Apo ka disa efekte gravitacionale të panjohura për ne?

Ajo që fshihet në periferi të sistemit tonë

Larg, shumë përtej planetit xhuxh Pluton, ekziston një asteroid misterioz Sedna - një nga më të mëdhenjtë në sistemin tonë. Përveç kësaj, Sedna konsiderohet objekti më i kuq në sistemin tonë - është edhe më i kuq se Marsi. Pse nuk dihet.

Por misteri kryesor është i ndryshëm. Duhen 10 mijë vjet për të përfunduar një revolucion rreth Diellit. Për më tepër, ai rrotullohet në një orbitë shumë të zgjatur. Ose ky asteroid fluturoi drejt nesh nga një sistem tjetër yjor, ose ndoshta, siç besojnë disa astronomë, ai u rrëzua nga orbita e tij rrethore nga tërheqja gravitacionale e ndonjë objekti të madh. Cilin? Astronomët nuk mund ta zbulojnë atë.

Pse eklipset diellore janë kaq perfekte?

Në sistemin tonë, madhësitë e Diellit dhe Hënës, si dhe distanca nga Toka në Hënë dhe në Diell, përzgjidhen në mënyrë shumë origjinale. Nëse vëzhgoni një eklips diellor nga planeti ynë (nga rruga, i vetmi ku ka jetë inteligjente), atëherë disku i Selenës mbulon në mënyrë të përsosur diskun e ndriçuesit - madhësitë e tyre përkojnë saktësisht.

Nëse Hëna do të ishte pak më e vogël ose më larg nga Toka, ne nuk do të kishim kurrë eklipse diellore totale. Aksident? Nuk mund ta besoj…

Pse jetojmë kaq afër dritës sonë?

Në të gjitha sistemet yjore të studiuara nga astronomët, planetët renditen sipas të njëjtës renditje: sa më i madh të jetë planeti, aq më afër yllit. Në sistemin tonë diellor, gjigantët - Saturni dhe Jupiteri - janë të vendosur në mes, duke i lënë "të vegjlit" përpara - Mërkuri, Venusi, Toka dhe Marsi. Pse ndodhi kjo nuk dihet.

Nëse do të kishim të njëjtin rend botëror si në afërsi të të gjithë yjeve të tjerë, atëherë Toka do të ishte e vendosur diku në zonën e Saturnit aktual. Dhe atje mbretëron të ftohtët skëterrë dhe pa kushte për jetë inteligjente.

Sinjali radio nga yjësia e Shigjetarit

Në vitet 1970, Shtetet e Bashkuara filluan një program për të kërkuar sinjale të mundshme radio nga alienët. Për ta bërë këtë, teleskopi radio u drejtua në pjesë të ndryshme të qiellit dhe skanoi valët e ajrit në frekuenca të ndryshme, duke u përpjekur të zbulonte një sinjal me origjinë artificiale.

Për disa vite, astronomët nuk mund të mburreshin me ndonjë rezultat. Por më 15 gusht 1977, ndërsa astronomi Jerry Ehman ishte në detyrë, regjistruesi që regjistroi gjithçka që binte në “veshët” e radioteleskopit regjistroi një sinjal ose zhurmë që zgjati 37 sekonda. Ky fenomen quhet Wоw! - sipas shënimit në margjina, të cilin Ehmani i shtangur e ka shkruar me bojë të kuqe.

"Sinjali" ishte në një frekuencë prej 1420 MHz. Sipas marrëveshjeve ndërkombëtare, asnjë transmetues tokësor nuk funksionon në këtë interval. Ai erdhi nga drejtimi i yjësisë së Shigjetarit, ku ylli më i afërt ndodhet 220 vjet dritë nga Toka. Nëse ishte artificiale - ende nuk ka përgjigje. Më pas, shkencëtarët kontrolluan vazhdimisht këtë zonë të qiellit. Por pa dobi.

Materie e errët

Të gjitha galaktikat në Universin tonë rrotullohen rreth një qendre me shpejtësi të madhe. Por kur shkencëtarët llogaritën masat totale të galaktikave, doli se ato ishin shumë të lehta. Dhe sipas ligjeve të fizikës, i gjithë ky karusel do të ishte prishur shumë kohë më parë. Megjithatë, nuk prishet.

Për të shpjeguar se çfarë po ndodh, shkencëtarët dolën me një hipotezë se ekziston një lëndë e errët në Univers që nuk mund të shihet. Por astronomët nuk e kanë ende idenë se çfarë është dhe si ta ndjejnë atë. Dihet vetëm se masa e tij është 90% e masës së Universit. Kjo do të thotë se ne e dimë se çfarë lloj bote na rrethon, vetëm një e dhjeta.

Jeta në Mars

Kërkimi për lëndë organike në Planetin e Kuq filloi në vitin 1976 - anija kozmike amerikane Viking u ul atje. Ata duhej të kryenin një sërë eksperimentesh për të konfirmuar ose hedhur poshtë hipotezën për banueshmërinë e planetit. Rezultatet rezultuan kontradiktore: nga njëra anë, metani u zbulua në atmosferën e Marsit - padyshim me origjinë biogjenike, por asnjë molekulë e vetme organike nuk u identifikua.

Rezultatet e çuditshme të eksperimenteve iu atribuuan përbërjes kimike të tokës marsiane dhe u vendos që në fund të fundit nuk kishte jetë në Planetin e Kuq. Megjithatë, një sërë studimesh të tjera sugjerojnë se dikur ka pasur lagështi në sipërfaqen e Marsit, gjë që flet sërish në favor të ekzistencës së jetës. Sipas disave, ne mund të flasim për forma të jetës nëntokësore.

Cilat gjëegjëza nuk ia vlejnë aspak?

burimet