uabooks.top

1. A változócsillagok általános jellemzése. Sok csillag viszonylag rövid idő alatt képes megváltoztatni fizikai jellemzőit. Az ilyen csillagokat változócsillagoknak nevezzük. Ezek a csillagok a fedési változócsillagoktól eltérően a fényerejüket a bennük zajló fizikai folyamatok következtében változtatják. Ezért nevezik őket fizikai változócsillagoknak. A csillag belsejében zajló folyamat természetétől függően megkülönböztetünk pulzáló és eruptív fizikai változócsillagokat.

Pulzáló változócsillagok - fizikai változócsillagok, amelyekben a fényerő periodikus változása megy végbe (például a cefeidák, az RR Lyrae típusú és Mira típusú változócsillagok).

Eruptív csillagok - fizikai változócsillagok, amelyek változása jelentős anyag-kidobódással kísért kitörésekben nyilvánul meg (például a nóvák és szupernóvák).

Minden változócsillagot megfelelő jelöléssel látnak el, ha előtte még nem kapott jelölést a görög ábécé betűi közül. A csillagképek mindegyikében az első 334 változó csillagot a latin ábécé betűinek sorozatával jelölik R, S, T, ... , Z, RR, RS, ... , RZ, SS, ST, ..., ZZ, AA, ..., AZ, QQ, ... a megfelelő csillagkép nevének hozzáadásával. Az utánuk következő változók jelölése, amelyeknek már nem jutott betűkombináció a csillagképben, V 335, V 336 és így tovább.

2. Pulzálő változócsillagok. Az első pulzáló csillagot David Fabricius (1564-1617) német csillagász fedezte fel 1596-ban a Cet csillagképben, és a Mira nevet adta neki. A felfedezett csillag fényereje 331,6 napos periódussal változik.

A hosszú periódusú változócsillagokat (több héttől egy vagy akár több évig terjedő periódussal; Mira típusú változócsillagok) miridáknak nevezik. Ehhez a típushoz főleg hatalmas méretű és fényerejű vörös óriások tartoznak. A miridák fényerejének változási amplitúdója akár tíz magnitúdó is lehet.

Egy csillag óriáscsillaggá való átalakulása során növekszik a térfogata és csökken az átlagsűrűsége. Ez alatt az idő alatt gyökeresen megváltozik a csillag belső szerkezete, s ez a folyamat a gravitációs erők és a sugárnyomás egyensúlyának megbomlásához vezet. A következmény a csillag térfogatának periodikus változása: a külső rétegek hol kitágulnak, hol összehúzódnak (visszatérve az eredeti térfogathoz). A változócsillagok ilyen periodikus ingadozásait pulzálásnak nevezzük.

Az F és G színképosztályú, nagyon fényes óriás- és szuperóriás változócsillagokat cefeidáknak nevezzük. A cefeidák pulzáló változócsillagok, amelyek fényessége folytonosan és periodikusan változik (0,5-tól 2 magnitúdóig). A fényességváltozások periódusa 1 és 146 nap közötti. Elnevezésük a 8 Cephei csillag - a típus egyik legjellemzőbb képviselőjének - nevéből ered. Ezek a csillagok már túl vannak a fősorozati stádiumon (ahol а В színképosztályhoz tartoztak), beindult bennük a hélium termonukleáris égése, és fejlődésükben a vörös szuperóriás állapot kialakulása felé tartanak. Ezek a folyamatok néhány millió évet vesznek igénybe. A csillag ez idő alatt többször is a Herzsprung-Russell-diagram instabil sávjába kerülhet.

A jelenleg ismert besorolás szerint megkülönböztetünk klasszikus cefeidákat (I populációs, a Galaktika síkjában található cefeidák, a GCVS klasszifikáció szerint változási típusaik: DCep, DCepS, CepB); a Galaktika gömbösszetevőjéhez tartozó {W Virginis típusú: CWa, CWb, II populációs) cefeidákat. Az utóbbiakat (egyenlő változási periódus mellett) kisebb fényerejük különbözteti meg a klasz-szikus cefeidáktól: az eltérés közel négyszeres vagy l,5^m (számukra a periódus és fényerő közötti összefüggés kissé eltér a klasszikus cefeidákra jellemzőtől).

A látható fényességük mellett a cefeidák színképe is változik. Az intenzitás eltolódásaiból kimutatták, hogy a cefeidák hőmérséklete periodikusan (a fényváltozás periódusa szerint) átlagosan 1500 fokkal változik.

Az elméleti számítások és gyakorlati megfigyelések azt mutatják, hogy csak az óriáscsillagokat és a szuperóriásokat érinti a cefeida-stádium. A pulzálás periódusát meghatározza a csillag anyagának átlagsűrűsége, és leírható a következő

törvényszerűséggel:

ahol P — a pulzálás periódusa napokban kifejezve, p - átlagsűrűség (a Nap átlagsűrűségét veszik alapegységnek). A cefeida anyagának átlagsűrűsége közel 10“² kg/m³.

A nagyobb tömegű cefeidák nagyobb fényerővel és nagyobb sugárral, de kisebb sűrűséggel rendelkeznek, és megfelelően nagy a pulzálási periódusuk, azaz a cefeidák esetében nagy jelentőséggel bír a „periódus-fényerő” összefüggés (5.9. ábra). Az ábrán látható összefüggés leírható az M = -1,25 - 3,001gP kifejezéssel, ahol P - a fényváltozás periódusa napokban,

M — az abszolút fényesség középértéke. Tehát a megfigyelések során megállapított periódus alapján kiszámítható a csillag abszolút fényessége vagy fényereje. Összehasonlítva a megfigyelt látszólagos fényességgel, meghatározható a cefeida távolsága. Jelentős fényerejük és fényváltozásaik akár 20 Mpc távolságból is lehetővé teszik a cefeidák felfedezését. Mivel megfigyelhetők a legközelebbi galaxisokban is, a segítségükkel kiszámítható a szomszédos csillagrendszerek távolsága.

A cefeidákat gyakran nevezik a Világegyetem világítótornyainak. Napjainkban az ismert klasszikus cefeidák száma a Galaktikában több mint 800, várható számuk meghaladhatja a 6000 példányt. Néhány ezer cefeidát már felfedeztek a Magellán Felhőkben és más galaxisokban is. A Hubble űrteleszkóp elkülönített néhány ezer klasszikus cefeidát az NGC 4603 galaxisban, amelynek távolsága 100 millió fényév.

3. Nóvák. Léteznek csillagok, amelyek fényessége néhány nap leforgása alatt hirtelen ezerszeresére vagy milliószorosára növekedhet, majd közel egy év alatt csökken le újra az eredeti értékig. Ezek a csillagok a nóvák. A kifejezés nem azt jelenti, hogy a csillag most keletkezett új csillag. Azokat a korábban halvány csillagokat nevezik így, amelyek fényereje váratlanul megnövekszik. Például egy a nóvák közül, amely 1918 júniusában tört ki, 4 nap alatt 11-ról 0,5-re növelte a látszólagos fényességét (vagyis a 40 000-szeresére), majd közel 1,5 év alatt nyerte vissza eredeti fényerejét. A megfigyelések szerint a kitörő nova csillagok leggyakrabban O-B színképosztályú forró fehér törpék, amelyek abszolút fényessége nagyságrendileg 4^m - 5^m. Kitörés alatt ezek a csillagok 7^m — 16^m-val növelik a fényességüket.

Egy kitörés alatt egy nova közel 10³⁸ J energiát sugároz ki (ekkora energiameny-nyiséget sugároz a Nap közel 100 000 év alatt!).

Minden eddig részletesen tanulmányozott egykori nova egy szoros kettős egyik tagja, és kitöréseiket a szoros kettősök komponensei között végbemenő anyagátadás okozza. A nóvák gyakran több alkalommal is kitörhetnek. Ha a nova kitörése megismétlődik, ismétlődő (rekurrens) nóvának nevezzük.

4. Szupernóvák. Szupernóva — a leggrandiózusabb és leglenyűgözőbb kozmikus jelenségek egyike. Szupernóvának nevezzük azokat a csillagokat, amelyek a nóvákhoz hasonlóan hirtelen törnek ki, és a maximumban az abszolút fényességük eléri a -18^m vagy —19^m értéket. Egyes szupernóvák fényességének amplitúdója több tízmilliárdszorosan felülmúlhatja a Nap fényességét, elérve akár az

A kínai krónikákban említést tesznek egy kínai és japán csillagászok által is megfigyelt „vendégcsillag” megjelenéséről a Bika csillagképben 1054-ben, amely fényesebbnek bizonyult a Vénusznál. A csillag rendhagyó módon nappal is látható volt. Két hónappal később halványodni kezdett, majd újabb néhány hónap alatt eltűnt a csillagászok látómezejéből.

Napjainkban a legerősebb teleszkópok segítségével megfigyelhető a fent említett csillagképben egy rejtélyes formájú köd, amely leginkább egy vízben úszó rákra emlékeztet.

Végül így is nevezték el — Rák-köd (5.10. ábra).

A megfigyelések azt mutatják, hogy tágul. A tágulási sebességből arra lehet következtetni, hogy a Rák-köd az 1054. évi szupernóva-robbanás maradványa.

A „nova” kifejezést elsőként Tycho Brahe (1546—1601) használta 1572-ben, leírva egy fényes csillagot, amely a Cassiopeia csillagképben jelent meg. Annak ellenére, hogy a jelenlegi nézeteink szerint ez a kifejezés nem igazán helyes (a kitörés nem a csillag születését, hanem pusztulását jelenti), a csillagászat-

ban a mai napig alkalmazzuk. A pusztuló csillagok legerősebb kitöréseit az analógia alapján szupernóváknak kezdték nevezni.

A Galaktikában az utóbbi évezred során feljegyeztek néhány szupernóva-kitörést. A korszerű technikai eszközökkel megfigyelt legfényesebb szupernóva 1987-ben tűnt fel az egyik legközelebbi galaxisban - a Nagy Magellán-felhőben (5.11. ábra).

A csillag kitörésének oka a masszív mag ösz-szeomlása. Ez a következőképpen történik. A nagyméretű csillag fejlődése során a magban termonukleáris reakciók mennek végbe, melyek során először hidrogén alakul héliummá, majd a hélium szénné, és így tovább, egészen a fémes anyagok (Fe, Ni, Co) képződéséig. A csillag fokozatosan egyre több „rétegre tesz szert” (5.12. ábra).

A nehezebb kémiai elemek képződésével járó magreakciók energiát nyelnek el, így a csillag elkezd lehűlni és összetömörülni. A külső rétegek szinte rázuhannak a csillag magjára; a csillag magjától kifelé irányuló lökéshullám keletkezik, amelynek következtében a külső rétegek hatalmas sebességgel lökődnek ki a világűrbe. A kitörés során közel 10⁴⁶ J energia szabadul fel. Ekkora energia-mennyiség kibocsátásához a Napunknak évmilliárdokra lenne szüksége. A hatalmas csillagból csak a nagy sebességgel táguló gázburok marad, és egy neutroncsillag (vagy pulzár). A pulzár egy gyorsan forgó neutroncsillag, amely a csillag forgási periódusával megegyező periódusú, pulzáló rádiósugárzást bocsát ki. Ezt a csillagtípust -neutroncsillagot - elképesztően nagy sűrűség jellemzi: akár 10¹⁷-10¹⁸ kg/m³ értéket is elérhet.

Ha a csillag magjában már nem hatnak olyan erők, amelyek megakadályoznák a gravitációs összenyomást, a csillag tovább tömörül. Közben az anyaga egyre nagyobb sűrűségűvé válik. Fejlődési folyamata végére a nagy tömegű csillag átalakul egy elképesztően tömör objektummá - fekete lyukká (5.13. ábra). A fekete lyuk határán akkora a gravitáció, hogy semmilyen jel, sugárzás sem tudja elhagyni (innen ered az elnevezése is).

Másképpen fogalmazva, a fekete lyuk gravitációja olyan erős, hogy még a fény sem tudja leküzdeni.

Azt a kritikus sugarat, amelyet el kell érnie a csillagnak, hogy fekete lyukká alakuljon, gravitációs sugárnak (r_g), vagy Schwarzschild-sugárnak nevezik. A nagy méretű csillagok esetében r néhány tíz kilométerrel egyenlő, és kiszámítható az

képlet segítségével, ahol G — a gravitációs állandó; M— a csillag tömege;

c - a fényterjedés sebessége. A relativitáselmélet szerint a fekete lyuk középpontjában az anyagnak a tér egy mikroszkopikusan kicsi térfogatába kell tömörülnie. Ezt az állapotot szingularitásnak nevezik.

A fekete lyuk határvonalát eseményhorizontnak nevezzük. Mivel a fekete lyukakat közvetlenül lehetetlen megfigyelni, felfedezésük jelentős nehézségekbe ütközik. Leggyakrabban ezeket az égitesteket így fedezik fel: 1) ha a fekete lyuk egy kettős csillagrendszer tagjaként keletkezett, akkor meghatározható a helyzete a másik komponens keringéséből az „üres hely” körül (5.14. ábra); 2) a fekete lyukba hulló szuperforró anyag erős röntgensugárzást bocsát ki. Ilyen sugárzás forrásait (mint például Hattyú X-l, Skorpió X-l) „feketelyukjelöltként” már nyilvántartásba vették. A fekete lyukak létezhetnek és az anyaggal való folytonos kölcsönhatásuk révén megfigyelhetők a galaxisok magjában és a kvazárokban. A NASA a közelmúltban készített első ízben fotót egy távoli galaxis közepében található gigantikus fekete lyukról (5.15. ábra).

A 21 millió naptömeggel rendelkező szupermasszív fekete lyuk az extra nagy sűrűségű M60-UCDI galaxis közepében helyezkedik el. Mivel a fény nem tudja elhagyni a fekete lyukat, csupán sziluettként látható a csillagok háttere előtt. A fekete lyuk erős gravitációs tere eltéríti a mögötte levő csillagok fényét, gyűrűkre emlékeztető formákat hozva létre az eseményhorizont sötét szélénél.

KÉRDÉSEK A TANULTAKHOZ

1. Miben különböznek a fizikai változócsillagok a fedési változócsillagoktól?

2. Milyen égitestek a cefeidák? Miért nevezik őket a Világegyetem világítótornyainak?

3. Mi az oka a cefeidák pulzálásának?

4. Miben különböznek a nóvák és a szupernóvák?

5. Milyen gyakran figyelhetők meg nóvák és szupernóvák?

6. Hogyan keletkezett a Rák-köd?

7. Mi okozza a nóvák és szupernóvák kitöréseit?

8. Milyen égitestet nevezünk fekete lyuknak? Milyen alaptulajdonságaikat ismerjük?

9. Hogyan fedezhető fel egy fekete lyuk?

10. Mivé alakulhatnak a fekete lyukak?

OLDJUK MEG EGYÜTT!

1. feladat. A fősorozat a „színkép-fényesség” diagramon egy olyan sáv-e, amely a csillagok fejlődését ábrázolja, vagy azoknak a pontoknak a mértani helye, amelyekben a csillagok a létezésük idejének nagy részében megtalálhatók?

Felelet. A fősorozaton azok a csillagok találhatók, amelyek magjában termonukleáris reakciók mennek végbe. Mivel ez az állapot a csillag létezésének jelentős részét teszi ki, ezért a fősorozat azoknak a pontoknak a mértani helye, amelyekben a csillagok a létezésük idejének nagy részében megtalálhatók.

2. feladat. A fehér törpe tömege 0,6M_o, fényereje 0,001L_o és hőmérséklete 2T'₀. Hányszor nagyobb sűrűséggel rendelkezik, mint a Nap?

Megoldás. Ismeretes, hogy a luminozitás arányos i?²T⁴-e 1. Innen következik, hogy a sűrűség egyenesen arányos m / i?³-nal vagy MT⁶ / L^3/2-nel. Az adott tömegű fehér törpe sűrűsége tehát 1,2 • 10⁶-szor nagyobb a Nap sűrűségénél.

3. feladat. Állapítsátok meg, a Szíriuszhoz hasonló hány csillag (m = —l,6^m) tudná pótolni az égbolton az utolsó negyedben levő Hold fényét (telihold esetén

Megoldás. Pogson képlete szerint a Hold által létrehozott megvilágítás, azaz a fényessége teliholdkor

szer erősebb a Szíriusz fényes

ségénél.

A Hold fényessége az utolsó negyedben pontosan feleakkora, mint teliholdkor, így tehát 10 452 Szíriuszhoz hasonló csillagot kellene elhelyezni az égbolton, hogy együttes fényük pótolja a Hold fényét.

4. feladat. Mennyi az Altair (a Sas) abszolút fényessége, ha a látszólagos fényessége 0,77^m és 16,8 fényév távolságban van?

Megoldás. 16,8 fényév — az r = 16,8 : 3,26 = 2,09 pc.

FELADATOK ÉS GYAKORLATOK

5.1. Melyek a legmagasabb felszíni hőmérséklettel rendelkező csillagok, és melyik színképosztályhoz tartoznak?

5.2. Mi a különbség a látszólagos és az abszolút fényesség között?

5.3. Milyen színű csillagoknak legnagyobb a felszíni hőmérsékletük? Melyeknek a legkisebb?

5.4. Léteznek-e olyan csillagok, amelyeknek a Föld tömegénél kisebb tömegük van?

5.5*. Határozzátok meg egy csillag sugarát a születésnapotok estéjén látható fényes csillagok közül! Milyennek látnánk az általatok kiválasztott csillagot az égbolton, ha a mi Napunk helyén fénylene?

5.6*. A Vega (a Lant) éves parallaxisa 0,12". Határozzátok meg a távolságát parszekekben és fényévekben!

5.7*. Határozzátok meg, hányszor fényesebb a Capella (0^m) a Sarkcsillagnál

(+2^m)!

5.8*. Hány 5^m látszólagos fényességű csillag rendelkezik együttesen akkora fényességgel, mint a Vega (O”¹)?

5.9*. Számítsátok ki az Antares csillag sugarát, ha a luminozitása 6300-szor nagyobb a Napénál, és a felszíni hőmérséklete 3000 K!

5.10*. Határozzátok meg a csillag távolságát (parszekekben és fényévekben), ha az éves parallaxisa 0,5"!

5.11*. A Procyon (a Kis Kutya) parallaxisa 0,286". Mennyi idő alatt éri el az általa kibocsátott fény a Földet?

5.12*. Hányszor nagyobb az Arcturus (a Ökörhajcsár) csillag a Napnál, ha a luminozitása 100-szorosa a Napénak, és a felszíni hőmérséklete 4500 K?

5.13*. Mekkora a csillag hőmérséklete a Naphoz viszonyítva, ha a méretei megegyeznek a Nap méreteivel, és a fényereje 16-szor nagyobb?

5.14*. Ha a Nap körül a Föld helyett egy ugyanolyan csillag keringene, mint maga a Nap, mennyi lenne a keringési periódusa?

5.15*. Milyen esetben maradnak állandók egy csillag paraméterei?

5.16*. Milyen csillagok fénylenek leghosszabb ideig?

5.17*. Hogyan ér véget a nagy tömegű csillagok létezése?

5.18*. Kialakulhat-e fehér törpe vörös törpe csillagból?

5.19*. Mivel magyarázhatóak a pulzárok sugárzási intenzitásának periodikus változásai?

5.20**. Határozzátok meg az 1000 km átmérőjű, 10³⁰ kg tömegű fehér törpe sűrűségét!

5.21**. Határozzátok meg a Betelgeuze sűrűségét, ha sugara 400-szor nagyobb a Nap sugaránál, a tömege pedig csaknem megegyezik a Nap tömegével!

5.22**. Mekkora lesz a Nap fényereje, miután a jövőben átalakul a jelenleginél 10-szer nagyobb sugarú, 5000 K hőmérsékletű vörös óriássá?

5.23**. A Nap magjában a hőmérséklet 15 000 000 K, a fehér törpék magjának hőmérséklete azonban 30 000 000 K is lehet. Mivel magyarázható, hogy a Napon végbemennek termonukleáris reakciók, ám a fehér törpék magjában nem?

5.24**. Mekkora periódussal pulzálna a Nap, ha átalakulna cefeidává?

ELLENŐRIZD A KÉSZSÉGEDET!

Ellenőrző kérdések

1. Mi a különbség a látszólagos és abszolút fényesség között?

2. Hogyan mérik a csillagászok a csillagok hőmérsékletét?

3. Kialakulhat-e fehér törpe vörös törpe csillagból?

4. Mivel magyarázhatóak a pulzárok sugárzási intenzitásának periodikus változásai?

Amit tudok, és amire képes vagyok

• Tudok csillagászati feladatokat megoldani

1. Magyarázzátok meg, hogyan lehet a csillag színe alapján megközelítőleg megállapítani a hőmérsékletét!

2. A Szíriusz parallaxisa 0,37", a Vega parallaxisa 0,12". Adjátok meg a csillagok távolságát parszekekben, fényévekben, csillagászati egységben és kilométerekben!

3. Egy adott csillag látszólagos fényessége +5^m. Mekkora lesz ennek a csillagnak a látszólagos fényessége, ha 10-szer távolabbra kerül?

• Tudom használni a forgatható csillagtérképet

4. Keressétek meg önállóan a csillagtérképen jelölt fényes csillagokat az égbolton! Rajzoljátok le a csillagok helyzetét az égbolton földi tereptárgyakhoz - fákhoz, épületekhez - viszonyítva! Hasonlítsátok össze a rajzotokat a csillagtérképpel! Milyen csillagképekhez tartoznak ezek a fényes csillagok?

5. Keressetek a csillagtérképen egy tetszőleges fényes csillagot! A rátétkorong segítségével állapítsátok meg, mikor kel fel, nyugszik le és kulminál a csillag!

6. A csillagos ég térképe segítségével keressetek különböző színképosztályú — О, B, A, F, G, K, M — csillagokat! Hasonlítsátok össze a csillagok színét a felszíni hőmérsékletükkel!

TESZTFELADATOK

1. Milyen távolságegységeket használnak a csillagászok a csillagok távolságának megadására?

A kilométer D fényév

В csillagászati egység E parszek C parallaxis

2. A látszólagos fényesség határozza meg:

A a csillag fényerejét В a csillag sugarát C a csillag fényességét

D a csillag által a Föld felszínén létrehozott megvilágítást E a csillag hőmérsékletét

3. Mekkora távolságban rendelkezik egyenlő értékkel az abszolút és a látszólagos fényesség?

A 1 CsE В 10 CsE C 1 fényév

D 10 fényév E 1 pc F 10 pc

4. Az alább felsorolt színképosztályokhoz tartozó csillagok közül melyek rendelkeznek a legmagasabb felszíni hőmérséklettel?

AA В В C F DG

EK F M GO

5. Jelöljétek meg, melyik színképosztály és felszíni hőmérséklet jellemzi a Napot

A A; +10 000 °С В В; +10 000 °С C C; +6000 °С

D G; +6000 °С E M; +3000 °С F O; +3000 °С

6. A felsoroltak közül mely csillagok fénylenek legtovább?

A O színképosztályú óriások В A színképosztályú fehér csillagok C Nap

D m színképosztályú vörös óriások E m színképosztályú vörös törpék

7. Melyik színképosztályhoz tartozó csillagok léteznek legrövidebb ideig?

AA BB CF

DG EK FM

8. Milyen kozmikus objektumot nevezünk pulzárnak?

A kettős csillagot, amikor az egyik elfedi a másikat В neutroncsillagot C fehér törpét D pulzáló csillagot E óriáscsillagot

9. A „nova” kifejezés jelentése:

A a világűrben új csillag keletkezett В felrobbant egy öreg csillag

C egy csillag fényességének periodikus növekedése D csillagok ütköznek egymással

E ismeretlen energiaforrásból származó kozmikus katasztrófa

10. A jövőben a Nap átalakulhat:

A fekete lyukká В neutroncsillaggá C pulzárrá D vörös óriássá E vörös törpévé F fehér törpévé ¹¹

11. Mivel magyarázhatóak a pulzárok sugárzási intenzitásának periodikus változásai?

12. Van-e esélye a civilizációnknak a túlélésre a Naprendszerben, ha a Nap átalakul vörös óriássá?

Az emberi elme hosszú ideje igyekszik felfedni végtelennek tűnő, hatalmas Világegyetemünk titkait. Az indiai, görög és római tudósok már jóval időszámításunk előtt feltételezték számos, a mienkhez hasonló világ létezését. Abban az időben nevezték el a környező világot Világegyetemnek, világűrnek. Porszemnyi Földünk, sőt még az általunk látható csillagok is mindössze jelentéktelen részét alkotják az elképzelhetetlenül nagy kiterjedésű világűrnek. A Világegyetem számos csillagvilágból - galaxisból áll. Egy ezek közül a mi Galaktikánk, amely magában foglalja a Naprendszert is. Naprendszerünk a Galaktika szélén található, így a legnagyobb részét oldalnézetből látjuk - egy számtalan csillag alkotta világos, ezüstös-fehér sávként, amely végighúzódik a teljes égbolton. Innen kapta Galaktikánk a Tejútrendszer (ukránul - Чумацький Шлях - Sóút) nevet.

Ebben a fejezetben sok érdekességet tudhattok meg a galaxisokról.

 

Ez a csillagászat tankönyve 11. évfolyamának anyaga Szirotyuk, Mirosnicsenko