Tā jau saka, ka nekur nav tik labi kā mājās, un parasti tad, ja runā par savu dzīves vietu laukos, kādā mazā ciematiņā, pilsētā vai kur citur. Tomēr, ja skatāmies lielākos mērogos, tad visu cilvēku mājvieta ir planēta Zeme (1. att.). Tas ir šķietami ļoti liels objekts, jo, lai to apceļotu, jāpieveic aptuveni 40 000 km, taču jau sadaļā par Visuma rašanos un evolūciju tika noskaidrots, ka gan mēs paši, gan mūsu mājas un mūsu planēta Zeme ir tikai niecīga drusciņa visā lielajā Visumā un mēs Visumā varam atrast arvien lielākas struktūras, kuru sastāvā mēs ietilpstam tikai kā viens atsevišķs elements.

1.att. Mūsu mājvieta Zeme

Viena lielāka struktūra, kurā iekļaujas Zeme, ir Saules sistēma. Saules sistēma sastāv no tās centrā esošās Saules, ap kuru riņķo astoņas planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Neptūns un Urāns. (2.att.). Pirmās četras planētas virzienā no Saules sauc par Zemes tipa planētām, jo tām ir cieta virsma un to izmērs ir līdzīgs Zemes izmēram. Pārējās četras planētas ir gāzu milži, jo tās sastāv galvenokārt no gāzēm un tām nav cietas virsmas. Bez planētām Saules sistēmā ir arī citi ķermeņi, piemēram, asteorīdi, komētas un mazās planētas.

2.att. Saules sistēmas planētas

Saules sistēma iekļaujas lielākā struktūrā, ko sauc par galaktiku. Galaktika ir masīva zvaigžņu sistēma. Mūsu galaktikā, kuru mēdz saukt arī par Piena ceļu, atrodas aptuveni 200 miljardu zvaigžņu. Ja uz mūsu galaktiku būtu iespējams paskatīties no augšas, būtu redzami vairāki spirālzari, kas iziet no galaktikas centra (3. att. a). Šāda veida galaktikas sauc par spirālveida galaktikām. Ir iespējami arī citi galaktiku veidi. Saule atrodas viena spirālzara ārējā daļā (3. att. a). No sāniem mūsu galaktika izskatītos kā saplacināts disks (3. att. b). Jāatceras, ka šādi galaktikas attēli no augšas un no sāniem ir veidoti, pamatojoties uz novērojumiem no Zemes, – reālu attēlu iegūšana ar šā brīža tehnoloģijām nav iespējama, jo pagaidām neviens aparāts saprātīgā laika periodā nevarētu nogādāt fotokameru tik tālu, lai šādus attēlus iegūtu.

3.att. Mūsu galaktika dažādos skatos

Tiek lēsts, ka mūsu galaktika ir tikai viena no vairāk nekā 170 miljardiem galaktiku, kas atrodas redzamajā Visumā. Šīs galaktikas apvienojas lielākos veidojumos – galaktiku grupās (4. att.), kurās parasti ir mazāk nekā 50 galaktiku. Galaktiku grupas tālāk ir apvienotas galaktiku kopās (4. att.), kurās var būt pat vairāki tūkstoši galaktiku. Starp galaktiku kopām Visumā ir milzīgs, tukšs izplatījums.

Noskaties lekciju "Galaktiku arheoloģija"

4.att. Galaktikas grupas un kopas Visumā

Cik planētu ir Saules sistēmā?  

9
8
7
6

Saules sistēma ir veidojusies no rotējoša gāzu un putekļu mākoņa (1. att. a), kas gravitācijas spēku ietekmē pamazām saspiedās. Impulsa momenta nezūdamības dēļ, palielinājās šī mākoņa rotācijas ātrums, jo masa nonāca arvien tuvāk rotācijas centram. Vienā brīdī saspiešanās apstājās, jo rotācijas rezultātā radušais centrbēdzes spēks pilnībā kompensēja gravitācijas spēku. Tomēr rotācijas ass virzienā saspiešanās tupinājās, līdz ar to izveidojās plakans rotējošs gāzu un putekļu disks (1. att. b). No diska centrā esošās vielas izveidojās Saule, bet pārējās rotējošajā diskā esošās daļiņas ik pa laikam savstarpēji sadūrās un salipa kopā, veidojot arvien lielākas un lielākas daļiņas un pikas (1. att. c).

1.att. Saules sistēmas veidošanās

Beigu beigās izveidojās mums zināmās planētas (2. att. a) un citi Saules sistēmas objekti (2. att. b). Lai gan Saulē ir koncentrēti 99,8 % no Saules sistēmas masas, tomēr jāsaka, ka atlikušie nieka 0,2 % ir ļoti interesanta Saules sistēmas daļa. Bez planētām Saules sistēmā vēl sastopamas pundurplanētas, tās no planētām atšķiras ar to, ka ir par mazu, lai ar savu gravitācijas spēku attīrītu savu kustības orbītu no citiem lieliem objektiem. Pundurplanētas piemērs ir Plutons (2. att. b), kuram 2006. gadā tika atņemts planētas status.

2.att. Saules sistēmas planētas un pundurplanētās

Mazākas par planētām un pundurplanētām ir mazās planētas jeb asteroīdi, kuri sastāv no silikātiežiem un metāliem. Ļoti daudz asteroīdu ir sastopami asteroīdu joslā starp Marsu un Jupiteru (3. att. a). Tomēr pastāv arī asteroīdi, kas kustas ārpus šīs joslas un ir pat spējīgi apdraudēt Zemes iedzīvotāju drošību. Vēl Saules sistēmā sastopamas komētas (3. att. b), kas ir starpplanētu vielu gabali, sastāvoši galvenokārt no ledus ar iežu un metālu piejaukumiem. Komētām parasti ir ļoti izstieptas orbītas, un tām ir raksturīga aste, kas veidojas, iztvaikojot komētas materiālam (2. att. d). Viena no pazīstamākajām komētām ir Haleja komēta, kas pie mums atgriežas ik pēc 75 līdz 76 gadiem.

3.att. Asteorīdi un komēta

Atkarībā no zvaigznes masas tās piedzīvo dažādus evolūcijas ciklus. Ja no molekulārā ūdeņraža mākoņa zveidojas zvaigzne, kuras masa ir lielāka par 0,26, bet mazāka par 8 Saules masām, tad tā piedzīvo evolūcijas ciklu, kāds redzams 4. attēlā. Pēc tam, kad zvaigznē viss ūdeņradis pārvēršas par hēliju, tā kļūst par sarkano milzi (4. att.), kam ir raksturīga liela starjauda jeb enerģija, ko laika vienībā šī zvaigzne izstaro. Vēl pēc laika sarkanais milzis nomet apvalku, izveidojot planetāro miglāju. Kad miglājs ir izklīdis Visumā, pāri paliek kodols, ko sauc par balto punduri (4. att.) – tā ir maza zvaigzne ar mazu starjaudu.

Izlasi rakstu portālā Starspace par zvaigznēm!

4.att. Mazas masas zvaigžņu evolūcija

Ja no starpzvaigžņu vides mākoņa izveidojas zvaigzne, kuras masa ir lielāka par 8 Saules masām, tad tā piedzīvo nedaudz citu evolūcijas ciklu (5. att.). Pēc tam, kad zvaigzne izlieto visu ūdeņradi, tā pārvēršas par sarkano pārmilzi, kas būtībā ir tas pats sarkanais milzis, tikai daudz lielāks. Šajās zvaigznēs ūdeņradis pārvēršas ne tikai par hēliju, bet arī par smagākiem elementiem. Tālākā evolūcijas gaitā, ārējam apvalkam krītot uz kodolu, notiek pārnovas sprādziens, kas lielāko daļu zvaigznes masas aizsviež Visumā. Atkarībā no tā, kāda ir palikušā materiāla masa, izveidojas vai nu neitronu zvaigzne, kas ir zvaigzne ar ļoti lielu blīvumu, vai arī melnais caurums (5. att.). Melnā cauruma gravitācijas spēks ir tik liels, ka, ja tā tuvumā nonāk, piemēram, elektromagnētiskais starojums, tai skaitā redzamā gaisma, tas tiek aprīts un "iekrīt" gluži kā caurumā, un tādēļ radies nosaukums - melnais caurums!

5.att. Lielas masas zvaigžņu evolūcija

Zvaigznēm pastāv noteikta sakarība starp starjaudu un virsmas temperatūru dažādās to evolūcijas stadijās. Ja šos zvaigznes parametrus atliek grafikā, kuram uz x ass ir zvaigznes temperatūra, bet uz y ass zvaigznes starjauda attiecībā pret Sauli, tad iegūst tā saukto Hercšprunga-Rasela jeb H-R diagrammu (6. att.). Redzams, ka zvaigznes noteiktā evolūcijas stadijā aizņem noteiktus diagrammas apgabalus. Par galvenās secības zvaigznēm sauc zvaigznes, kurām galvenais enerģijas avots ir kodolreakcija, kurā ūdeņradis pārvēršas par hēliju. H-R diagrammā redzams, ka vislielākā jauda ir dažādu veidu sarkanajiem milžiem (6. att.)

Izlasi DZM materiālu par zvaigznēm!

Apskaties materiālu par zvaigžņu evolūciju!

Īepazīsties ar materiālu par zvaigžņu miršanu.

6.att. Herčprunga-Rasela diagramma

Planētas atrodas ne tikai ap mums tuvāko zvaigzni – Sauli. Tās sastopamas arī pie citām zvaigznēm, bet starojums, kas nāk no šīm planētām, salīdzinot ar zvaigžņu starojumu, ir niecīgs, tādēļ tās ir grūtāk atklāt. Pirmā planēta pie citas zvaigznes jeb tā saucamā eksoplanēta (citplanēta) tika atklāta 1995. gadā. Kopš tā laika ir attīstījusies gan tehnika, gan metodika, un uz šo brīdi ir atklātas jau vairāk nekā 1000 eksoplanētu. Ja salīdzina atrasto planētu izmēru un Zemes masu, tad galvenokārt tiek atrastas planētas, kas ir daudz lielākas par Zemi (1. att.), jo tās ir vieglāk konstatēt. Daļa no planētām atrodas tā saucamajā apdzīvojamā zonā jeb tās atrodas no savas zvaigznes tik tālu, lai uz tām varētu pastāvēt ūdens šķidrā formā, kas varētu būt izšķirīgs nosacījums, lai uz šīm planētām attīstītos dzīvība.

1.att. Atrasto eksoplanētu sadalījums pēc diametra 

Metodes, kādā veidā tiek atklātas eksoplanētas, ir dažādas. Viena no metodēm ir tiešā novērošana, tieši tādā pašā veidā kā mēs novērojam zvaigznes, tomēr šī ir ļoti neefektīva metode, jo, kā jau iepriekš minēts, no planētām nākošais starojums ir niecīgs, tādēļ tiešā veidā tās konstatēt ir grūti. Plaši tiek lietotas netiešās metodes, kurās planētas klātbūtne tiek noteikta, konstatējot tās ietekmi uz kāda blakus esoša objekta fizikālajiem parametriem. Piemēram, visvairāk eksoplanētu ir atrasts, izmantojot radiālā ātruma metodi (2. att.). Šajā metodē izmanto faktu, ka nav pilnīgi precīzi apgalvot, ka planēta kustas ap zvaigzni; patiesībā zvaigzne un planēta kustas ap kopējo masas centru, bet, tā kā zvaigznes masa ir daudz lielāka, tad šis masas centrs ir ļoti tuvs zvaigznes centram. Tomēr šādas kustības dēļ zvaigzne dažubrīd vairāk tuvojas Zemei, citā brīdī vairāk attālinās no Zemes (2. att.), līdz ar to tās izstarotais spektrs pārbīdās uz vienu un otru pusi. Šo spektrālo līniju nobīdi var eksperimentāli nomērīt, līdz ar to nosakot, ka zvaigznes tuvumā ir planēta.

2.att. Radiālā ātruma metode eksoplanētu noteikšanai

Iepriekšējā solī tika apskatīti divi galvenie zvaigžņu evolūcijas ceļi, tomēr tie nav vienīgie. Pirmkārt, zvaigznes sākt veidoties no molekulārā ūdeņraža mākoņa, kura masa nepārsniedz 100 Saules masas (3. att.). Iepriekš netika apskatīts, kas notiek, ja zvaigznes masa ir starp 0,08 un 0,26 Saules masām. 3. attēlā redzams, ka šāda zvaigzne iziet cauri galvenās secības stadijai un, izlaižot sarkanā milža stadiju, pārvēršas par balto punduri. Savukārt, ja zvaigznes masa ir zem 0,08 Saules masas, tad zvaigzne nemaz nenokļūst galvenās secības stadijā. Tas nozīmē, ka šādā zvaigznē nenotiek procesi, kuros ūdeņradis kodolsintēzes procesos pārvēršas par hēliju, tādēļ izveidojas tā sauktais brūnais punduris, pēc kura atkal zvaigzne nonāk līdz baltā pundura stadijai (3. att.).

3.att. Zvaigžņu evolūcijas shēma

Ņemot vērā zvaigžņu evolūcijas shēmu, mūsu Saule tālākajā savas dzīves gājumā kļūs par sarkano milzi (4. att.). Kā var redzēt attēlā, Saule būs ļoti izpletusies, un pēc aprēķiniem sarkanā milža stadijā Saules rādiuss būs tik liels, ka tajā iekļausies visas četras Zemes tipa planētas. Par laimi, tas notiks pēc vairāk nekā 5 miljardiem gadu. Tā kā Saulei nepietiek masas, lai izraisītos pārnovas sprādziens, tad Saule kļūs par planetāro miglāju, no kura beigās pāri paliks baltais punduris (4. att.)

4.att. Saules evolūcija

Lai gan Hercšprunga-Rasela diagrammā (2. solis 6. att.) dažādām zvaigznes evolūcijas stadijām atbilst noteikti diagrammas apgabali, nav tā, ka zvaigzne savā evolūcijā pārlec no viena diagrammas apgabala uz citu. 5. attēlā parādītu divu zvaigžņu evolūcijas trajektorija pa  H-R diagrammu. Viena ir Saules masas zvaigzne, bet otra ir 5 reizes masīvāka.

5.att. Dažādas masas zvaigžņu evolūcija