I. Bolid.



Bolid jest bardzo jasnym meteorem o jasno¶ci większej niż -4 mag (magnitudo - jednostka używana do okre¶lania wizualnej lub absolutnej jasno¶ci obiektów na niebie), czyli ja¶niejszy od Wenus, która w maksimum blasku ma około -4 mag. Zjawiska bolidu s± soć rzadkie, a powstaj±, gdy przez atmosferę przechodzi obiekt większy od meteorytu. Kiedy taki obiekt wpada w atmosferę Ziemi przy bardzo dużej prędko¶ci osi±gaj±cej kilkadziesi±t km/s, rozgrzewa się do temperatury kilku tysięcy stopni. Powoduje to ¶wiecenie bolida, a je¶li jest on do¶ć duży, słychać detonację fali uderzeniowej wytworzonej w trakcie jego przelotu przez atmosferę. Bolid zwykle nie ulega całkowitemu spaleniu, dlatego zdarza się, że jego czę¶ci spadaj± na Ziemię w postaci meteorytu. Bolidy czasami towarzysz± bardzo aktywnym rojom meteorów. ¦lad po bolidzie jest zwykle widoczny przez kilka minut po przelocie meteoroidu dlatego można ujrzeć rozmazany obłok.







II. Planetoida



Planetoidy to ciała niebieskie będ±ce bryłami skalnymi o ¶rednicy do kilkuset km. 97% z nich porusza się wokół Słońca w tzw. Pasie planetoid pomiędzy Marsem a Jowiszem, niektóre z pozostałych za¶ przecinaj± orbitę Ziemi i przybliżaj± się do Słońca, a inne wychodz± poza orbitę Jowisza. Według naukowców w pasie tym mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednakże silne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza nie pozwoliło na to. Astronomowie obliczyli, że gdyby w tym miejscu powstała planeta, miałaby ona masę 2,8 razy większ± od Ziemi. Inna teoria mówi, że w miejscu tym istniała kiedy¶ planeta, jednak została ona rozbita a pas planetoid to pozostało¶ci po niej. Planetoidy s± za małe i zbyt odległe, by można je było dostrzec gołym okiem, dlatego przez dłuższy czas pozostawały nieznane. W XVIII wieku niemiecki astronom Johann D. Titius zwrócił uwagę na przerwę między regularnie rozmieszczonymi orbitami planet. Uważał, że między Marsem a Jowiszem powinna była istnieć kolejna planeta, tymczasem w roku 1801 Giuseppe Piazzi odkrył obiekt zwany Ceres, który był zbyt mały na planetę (¶rednica = 1025 km). W następnych latach odkrywano ich więcej, jednak wszystkie były mniejsze od Ceres. Planetoidy kr±ż± wokół Słońca z prędko¶ci± około 20 km/s. Większo¶ć planetoid kr±ży po orbitach niemal kołowych. Planetoidy powstały w wyniku tego samego procesu, który ukształtował planety wewnętrzne. Dziel± się one na trzy superklasy: planetoidy magmowe, metamorficzne oraz pierwotne a każda grupa kr±ży w innej odległo¶ci od Słońca. Obiekty kr±ż±ce w pobliżu wewnętrznej granicy pasa planetoid s± zbudowane z metali i skał, które kondensowały w wysokiej temperaturze. Planetoidy magmowe zawieraj± minerały, które powstaj± z płynnej lawy. Planetoidy, które powstały w okolicach zewnętrznego brzegu pasa, otrzymały miano "pierwotnych", gdyż materia nie uległa żadnej zmianie.









III. Cefeida



Cefeidy należ± do typu gwiazd zmiennych, na podstawie których w latach dwudziestych naszego stulecia Edwin Hubble zmierzył odległo¶ć do kilku mgławic i dowiódł, że nie leż± one w obrębie naszej Galaktyki. Dokonał tego ze względu na wła¶ciwo¶ci tych obiektów. Cefeidy charakteryzuj± się okresowymi zmianami ilo¶ci emitowanego ¶wiatła. Ilo¶ć ta ro¶nie i maleje w tempie zależnym od jasno¶ci absolutnej cefeidy. Dlatego też przy pomiarach tych zmian można wyznaczyć jasno¶ć absolutn± różnych obiektów. Cefeidy s± jednymi z nielicznych obiektów astronomicznych, których odległo¶ci potrafimy wyznaczyć z do¶ć duż± dokładno¶ci±.









IV. Kwazar



Kwazary to odległe, podobne do gwiazd Ľródła bardzo silnego promieniowania elektromagnetycznego. Zostały one odkryte w 1963 roku przez holenderskiego astronoma, Maartena Schmidta. Olbrzymia jasno¶ć absolutna kwazarów sprawia, że s± one widoczne nawet z bardzo dużych odległo¶ci. Prędko¶ci, z jakimi się od nas oddalaj±, to 9/10 prędko¶ci ¶wiatła. Natężenie ich promieniowania zmienia się z okresem od 100 dni do kilku lat i jest zwi±zane z silnymi wybuchami, powtarzaj±cymi się zwykle raz na kilkadziesi±t lat. Szybkie zmiany promieniowania ¶wiadcz± o niewielkich rozmiarach Ľródła energii kwazarów - od kilku godzin ¶wietlnych do miesi±ca ¶wietlnego. Kwazary s± ¶rednio 100 razy silniejszym Ľródłem promieniowania niż największe galaktyki. J±dra kwazarów s± otoczone gęstymi chmurami o niewielkich rozmiarach i masie równej masie Słońca. Silne promieniowanie nadfioletowe jonizuje gaz w obłokach, który swoj± niebiesk± barw± przyczynia się do ogólnej typowej niebieskiej barwy kwazarów. Kwazary zwykle znajduj± się na peryferiach obserwowanego przez nas Wszech¶wiata. Istnieje teoria, że kwazary s± zwartymi j±drami młodych galaktyk w pocz±tkowym stadium formowania. W tym modelu olbrzymi strumień energii powstaje w wyniku opadania materii na supermasywn± czarn± dziurę, znajduj±c± się w ¶rodku j±dra kwazara. Gdy gaz przemieszcza się w kierunku czarnej dziury, wypromieniowywana jest nadwyżka energii grawitacyjnej.









V. Księżyc



Naturalny satelita (księżyc) to ciało niebieskie pochodzenia naturalnego, obiegaj±ce planetę. Księżyce planetarne powstaj± zazwyczaj z chmur gazowo-pyłowych, otaczaj±cych formuj±c± się planetę. Księżyce, leż±ce bliżej planety, powstaj± w cieplejszych warunkach, wskutek czego s± bardziej skaliste. Molekuły wody występuj± obficiej w zewnętrznych rejonach chmury, gdzie staj± się jako lód znacz±cym składnikiem masy powstaj±cych tam księżyców.









VI. Gwiazda



Gwiazdy to ciała niebieskie, które ¶wiec± własnym ¶wiatłem pochodz±cym z przemian j±drowych zachodz±cych w ich wnętrzu. Gwiazdy powstaj± w galaktykach, a Słońce należy do mniejszych gwiazd naszej Galaktyki - Drogi Mlecznej. Gwiazdy maj± różn± jasno¶ć, wyrażan± tzw. wielko¶ci± gwiazdow±. Im ta wielko¶ć jest niższa, tym gwiazda jest ja¶niejsza. Najsłabsze gwiazdy widoczne nieuzbrojonym okiem maj± warto¶ć 6, bardzo jasne - 0. Niektóre s± tak jasne, że maj± ujemn± wielko¶ć gwiazdow±. Gwiazdy charakteryzuje się poprzez ich typ widmowy i jasno¶ć absolutn± (tzw. diagram Hertzsprunga - Russella). Populacje gwiazd to dwie grupy gwiazd wydzielone ze względu na ich wła¶ciwo¶ci fizyczne, które wi±ż± się z wiekiem gwiazd oraz ich pochodzeniem. Do populacji I zalicza się większo¶ć gwiazd leż±cych na tzw. ci±gu głównym diagramu Hertzsprunga - Russella. Gwiazdy I populacji powstały po uformowaniu się Galaktyki z materii międzygwiazdowej, zawieraj±cej wodór oraz dużo pierwiastków cięższych. Do populacji II zalicza się gwiazdy leż±ce nad ci±giem głównym diagramu Hertzsprunga - Russella (czerwone olbrzymy, nadolbrzymy). Czasem znajduj± się w¶ród nich także gwiazdy I populacji oraz podkarły. Każd± z tych klas dzieli się ze względu na temperaturę fotosfery na błękitne, białe, żółte, czerwone itp. Gwiazdy emituj± do przestrzeni promieniowanie elektromagnetyczne, korpuskularna oraz grawitacyjne. Wokół niektórych gwiazd tworz± się systemy planetarne, takie jak nasz Układ Słoneczny. Przyszło¶ć gwiazd ci±gu głównego zależy od ich masy.









VII. Nowa



Gwiazda nowa to słaba gwiazda zmienna, która nagle rozbłyska silnym ¶wiatłem. Jej jasno¶ć wzrasta ogromnie w ci±gu godzin lub dni. Gwiazdy nowe wchodz± w skład ciasnych układów podwójnych - biały karzeł i gwiazda ci±gu głównego, olbrzym lub podolbrzym. Z chłodniejszej gwiazdy w kierunku białego karła przepływa materia, która tworzy wokół niego otoczkę gazow± w postaci rotuj±cego dysku. Kiedy biały karzeł osi±gnie odpowiedni± masę, wzrasta jego temperatura i zachodz± gwałtowne reakcję termoj±drowe.









VIII. Supernowa



Supernowa to wybuch pewnego typu gwiazd poł±czony z wyrzucaniem przez ni± strumienia materii po tym jak wyczerpie ona swoje j±drowe paliwo i gwałtownie skolapsuje. W przeciętnej galaktyce supernowa wybucha raz na 10 - 100 lat. To co niej pozostaje zależy od masy gwiazdy. Gwiazdy o małej masie zostaj± białymi karłami. Gwiazdy o wielkiej masie zapadaj± się w czarne dziury. Gwiazdy o po¶redniej masie zapadaj± się w gwiazdy neutronowe. Chmury materii rozpraszaj± się w przestrzeni, a wnętrza gwiazd kurcz± się i tworz± ciała cięższe niż białe karły. Pozostało¶ci± po wybuchu supernowej jest mgławica - skupisko gazów i pyłów.









IX. Pulsar



Pulsar jest rodzajem gwiazdy neutronowej wyróżniaj±cym się tym, że wysyła krótkie radiowe pulsy w odstępie 0,033 - 3,08 sekundy, przy czym trwanie jednego pulsu nie przekracza 0,01 sekundy. Pulsary powstaj± kiedy silne pole gwiazd neutronowych powoduje wypromieniowanie z tych gwiazd energii w falach radiowych, ale tylko w w±skim stożku. Je¶li akurat w kierunku, w jakim rozchodzi się powstała wi±zka ¶wiatła, znajduje się Ziemia, mamy do czynienia z pulsarem. Jedn± z cech tych niezwykłych obiektów jest nieregularne przyspieszenie okresu pulsów w odstępach czasu krótszych niż rok. Im mniejsza jest taka gwiazda, tym szybciej wiruje. Aleksander Wolszczan z Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii wraz z koleg± Dale'em Frailem z amerykańskiego Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego, znaleĽli dowód na istnienie układu planetarnego wokół pulsara PSR 1257 + 12. Planety objawiały sw± obecno¶ć, powoduj±c zakłócenia w sygnałach pulsara, zwi±zane z grawitacyjnym oddziaływaniem niewidzialnych ciał. Planety te s± nie tylko pierwszymi obiektami tego typu w pobliżu pulsara, ale także pierwszymi planetami zaobserwowanymi poza Układem Słonecznym. Naukowcy s±dz±, że powstały one z pozostało¶ci po gwiezdnym towarzyszu, który rozpadł się w wyniku przyci±gania przez masywn± gwiazdę neutronow±.









X. Mgławica



Mgławice s± chmur± gazów i pyłów w przestrzeni międzyplanetarnej. Jasne mgławice emituj± b±dĽ odbijaj± ¶wiatło. S± roz¶wietlone przez gwiazdy znajduj±ce się w ich obrębie. Występuj± także ciemne mgławice. Nie maj± one gwiazd wewn±trz i wydaj± się być ciemnymi ¶cieżkami na gwiaĽdzistym tle. Wiele jasnych mgławic można zobaczyć za pomoc± lornetki lub małego teleskopu, a nieliczne można nawet zobaczyć gołym okiem. Ciemne mgławice za¶ można obserwować tylko w do¶ć bliskiej okolicy Słońca. Wydaj± się one być ciemne z powodu silnego kontrastu między natężeniem jej ¶wiatła i ¶wiatła okolicznego tła gwiazd. Do ch obserwacji potrzebny jest teleskop. Je¶li w pobliżu b±dĽ w centrum rozległego obłoku pyłu znajduje się gwiazda o znacznej mocy promieniowania, widoczna jest jako rozproszone ¶wiatło na cz±stkach obłoku a młgawica taka nosi nazwę mgławicy refleksyjnej. ¦wiec±ce wskutek fluorescencji obłoki gazu nazywamy mgławicami emisyjnymi, np. Wielka Mgławica w Orionie. Wiek tych mgławic nie przekracza kilku milionów lat. Kiedy w czasie końcowej fazy życia czerwonego olbrzyma wyrzuca on otoczki gazu, powstaj± mgławice planetarne, nazwane tak od kształtu przypominaj±cego kształt planet.









XI. Meteoryd, meteor i meteoryt



Meteoroidy należ± do najmniejszych obiektów w Układzie Słonecznym a s± nimi małe planetoidy lub stara komety. Gdy meteoryd wedrze się w ziemsk± atmosferę, staje się meteorem, a meteor, który dotarł na powierzchnię naszej planety to meteoryt. W atmosferze ziemskiej pył kosmiczny, poruszaj±cy się z duż± prędko¶ci±, spala się. Niektóre fragmenty meteorów s± na tyle duże, że mog± nie spłon±ć w atmosferze i spadaj± na powierzchnię Ziemi. Pochodz± one z planetoid, Księżyca, Marsa oraz komet. Badanie meteorytów dostarcza ważnych informacji o powstaniu i budowie Układu Słonecznego. Kolekcja w Planetarium w Olsztynie jest największ± kolekcj± meteorytów w Polsce. Kiedy meteor wpada z ogromn± prędko¶ci± w atmosferę, zderzenie z cz±stkami powietrza rozgrzewa go i powoduje jego ¶wiecenie przez moment. Największy meteoryt od czasu wydarzenia w L'Aigle spadł na Syberii w Rosji. Wielu ludzi zaobserwowało ogromn± kulę ognia na niebie, po czym usłyszeli grzmot, który dotarł aż na odległo¶ć 1000 km. Podmuch powietrza przewrócił ludzi i konie w promieniu 150 kilometrów. Obszar, na którym to się zdarzyło, był tak odludny, że naukowcy dopiero po 19 latach obejrzeli tę okolicę. Zobaczyli oni zupełnie zdewastowany teren o ¶rednicy około 50 km. Większo¶ć drzew była poprzewracana. Katastrofa ta miała miejsce w 1908 roku i jest znana jako katastrofa tunguska. Wielokrotnie dochodziło do podobnych spotkań z meteorytami, odkryto wiele kraterów uderzeniowych na powierzchni Ziemi. Jeden z takich kraterów w Arizonie ma 1280 m ¶rednicy i 183 m głęboko¶ci. Brzeg krateru wznosi się 46 m ponad płaski teren. Największy znany meteoryt, Hoba, spoczywa w dwumetrowym zagłębieniu w Namibii, w południowo - zachodniej Afryce. Jest on brył± żelaza i niklu, czyli jest meteorytem żelaznym. Jego rozmiary wynosz± 2,7 x 2,7 x 1 m, a waga przekracza 54 tony. Innym olbrzymim meteorytem jest 30 - tonowy Ahnighlito, największy odłamek grenlandzkiego meteorytu Cape York. Niegdy¶ z metalu wydobytego z tego meteorytu Eskimosi wyrabiali narzędzia. Największym meteorytem odkrytym w Stanach Zjednoczonych jest Willamette o masie 14 ton. Znajduje się również w Amerykańskim Muzeum Historii Naturalnej. Meteoryty dziel± się na chondryty i achondryty. Chondryty zawieraj± pierwotn± materię, tę sam±, z której powstał± Ziemia. Pochodz± one z ciał, które nie przeobraziły się na tyle, by wyodrębniły się w nich j±dro, płaszcz i skorupa. Achondryty za¶ pochodz± z ciał, które uległy przeobrażeniu.









XII. Kometa



Komety to drobne ciała niebieskie, w Układzie Słonecznym obiegaj±ce Słońce po orbitach eliptycznych lub bardzo zbliżonych do paraboli. Centraln± czę¶ci± komety jest kilkukilometrowe j±dro, w skład którego wchodz±: woda, tlenek i dwutlenek węgla b±dĽ metanu. Gdy kometa zbliża się do Słońca, promieniowanie słoneczne zaczyna uwalniać z j±dra komety gazy i cz±stki pyłu, w wyniku czego zachodzi proces sublimacji - proces, podczas którego ciało stałe zamienia się w gaz, bez przechodzenia przez fazę ciekł±, przekształca lód bezpo¶rednio w mgłę. Pod wpływem ciepła j±dro zaczyna pękać i uwalniane s± strugi pyłu, które wraz z gazami doskonale odbijaj± ¶wiatło słoneczne.