NASA Вижте слънчевата система в различни периоди-генерирайте!

 Евгени 
 My Photo Album 
 My CV 
 My hobbies 
 Favourite links 
 снимки 
 изпрати картичка 
 още за мен 
 календари 
 зодиакче 
 времето 
 TV програма 
 валутни курсове 
 скачай в ЧАТА! 
 друг чат 
 по-друг chat 
  различен чат 
 по-различен чат 
 Java Chat 
 4at 
 анимация 
 моите приятели 
 забавни неща 
 вирус 
 весело вирусче 
 осмели се де 
 ВЪРХОВНИ ИГРИ 
 игра BlackJack 
 игричка-тенис 
 evgeni 
 sex 
 Казино 
 банки 
 FREE HOST 
 ПРАВИ ПАРИ ОТ НЕТА! 
 @ igri4ki 
 вицове 
 webcam chat 
 evgeni's chat 
 avatar chat 
 MyYahoo 
 matrix 
 download 
 регистриране в търсачки 
 FLASH CHAT 
 chat:) 
 книга за гостите ми 
 chat 
 4at4e 
 my web journal 
 Слънчевата с-ма! 
 online radio 
 моята карта на света 
 ВИДЕО КЛИПОВЕ 
 Още Видео 
 МИНИ ИГРИ 
 ИГРИ ТРЕПАЧ 
 ИГРИ:) 
 GAMES 

*

NASA - JPL Solar System Simulator JPL NASA Caltech
NASA Logo - Jet Propulsion Laboratory + View the NASA Portal    Search JPL
JPL Home Earth Solar System Stars & Galaxies Technology
Solar System banner
Targets and Date
Show me as seen from
On in the year at UTC
Field of View (choose one)
I want a field of view of degree(s)
I want the body to take up percent of the image width
Options (choose any)
-orbits -extra brightness -show all spacecraft

Samples - Artwork - Maps - Models - Stats - Kudos

Image Use Policy Privacy / Copyrights FAQ Contact JPL Sitemap
FIRST GOV   NASA Home Page Simulator Developer / Graphic Artist:
David Seal


Най-близката звезда до нас е Слънцето.Т'ва го знаехте нали:) В астрономията е прието то да се използва като мерило и сравнителна единица по отношение на останалите звезди. Разстоянието между Земята и Слънцето е около 150 000 000 км. -така поне разправят мое и да ни лъжат:)Това е 270 000 пъти по-близо от следващата най-близка звезда. Поради тази причина, всичко което се знае за звездите изобщо е изведено на базата на наблюдение на нашето дневно светило.

Светлината от другите звезди пътува до нас няколко години, а самите те се наблюдават като малки светещи точки на небосклона. Те са неизброимо много и никой не е в състояние да ги преброи. Освен това те се раждат и умират. С приближение може да се каже, че звездите в нашата Галактика са около 150 000 000 000,ъм даже и пове4ко:), а броят на самите галактики във Вселената е мноу милиарди бе… :))))
С невъоръжено око по небето могат да се наблюдават около 4,5 хиляди. Споко нема да моете ги бройкате:) Ярките звезди са отдавна преброени и записани в каталог. Тяхната яркост (блясък) се характеризира от звездна величина, която астрономите отдавна могат да определят.

И така, какво представляват звездите?

Звездите са горящи газови сфери. Температурата на повърхността им е различна. При едни звезди тази температура достига до
30 000К, а при други едва 3 000К. Нашето Слънце е с температура на повърхността около 6 000К. бе горещо си е:)Трябва да се уточни, че говорейки за повърхност се има предвид само видимата повърхност, тъй като газовата сфера не би могла да има твърда такава.

Нормалните звезди са значително повече от планетите, а и значително по масивни. Във Вселената са наблюдавани и странни звезди имащи типични за планета размери, но многократно превъзхождащи последните по маса. Например Слънцето е 750 пъти
по-масивно от останалите тела в слънчевата система. От друга страна съществуват звезди, които превъзхождат нашето Слънце по размер стотици пъти, както и такива, които са много по-малки. Разликата в масата на звездите се движи в относително малък диапазон - от една дванадесета масата на Слънцето до 100 от неговата маса. Може да има и по-тежки, но много рядко.

Звездите се различават невероятно много по своята плътност. Има такива, при които кубически сантиметър вещество превишава голям натоварен океански кораб. При други веществото е толкова разредено, че плътността им е по-малка от плътността на вакуума, достижим в лабораторни условия на Земята.

Наблюдавайки звездното небе, може да се видят звезди с различна яркост, или, както е прието в астрономията - видим блясък.

Условно прието е най-ярките звезди да се наричат звезди от първа величина; тези чийто блясък е два и половина пъти (по-точни 2,512 пъти) по слаб от предишните, са получили наименование звезди от втора величина. Звездите от трета величина са 2,5 пъти по слаби от тези от втора величина и т.н. :)
Най-слабо светещите звезди видими с просто око спадат към тези от шеста величина. Трябва да се обърне внимание, че “звездната величина” не се отнася до размера на звездите, а само до вимимия им блясък.

Може да се изчисли колко пъти звездите от първа величина са по-ярки от тези от шеста величина. За целта е нужно само да умножим коефициента 2,5 пет пъти. В резултат се получава, че звездите от шеста величина са 100 пъти по слаби по блясък от тези от първа величина. Разбира се това е относителна величина, тъй като на небето се наблюдават едва около 20 звезди от първа величина и тяхната яркост варира спрямо яркостта на звездата приета за единица.

По същият начин се определят и звездите от втора, трета и т.н величина. Една от всеки клас е приета за единица, а останалите са или по-ярки или по-слабо блестящи. Съществуват и звезди, чиято яркост е много по-голяма и за тях са въведени минусови величини. Например, най-ярката звезда от съзвездието Вега в северното полукълбо има блясък 0,1 звездна величина, а най-ярката звезда по цялото небе - Сириус - има блясък минус 1,3 звездна величина.

За звездите видими с невъоръжено око, а и за много по слаби има точно измерени звездни величини. Ако вземете обикновен бинокъл и наблюдавате през него опучастък от небето ще видите много звезди, невидими с просто око. Причината е, че стъклото на окуляра на бинокъла събира много повече светлина от зеницата. През обикновен театрален бинокъл може да се наблюдават звезди до 7-ма величина, с полеви бинокъл - до 9-та, през малък телескоп - до 12-та, а през голям съвременен телескоп - до 23-та звездна величина. Тези звезди са 6 милиона пъти по-слаби по блясък от най-слабите видими с просто око.


 
Температура, светимост и цвят на звездите

Както е известно нагрявания метал първо започва да свети в червено, после в жълто и накрая, с увеличаване на температурата достига до бяло. Така е и със звездите. Червените са най-хладни, а белите (или дори сините) - най-горещи. Новата звезда има цвят, съответстващ на отделяната от сърцевината й енергия, а интензивността на отделяне, от своя срана, зависи от масата й. Тежките звезди са по-горещи, бели; леките, немасивните - са червени и относително студени. Важно е да се отбележи, че става въпрос за температурата на видимата повърхност на звездите, а не за тяхната сърцевина, където е много по-горещо. Въпреки тази уговорка, спокойно може да се твърди, че масивните синьо светещи звезди имат ядра, с много по-висока температура.

Излъчваната енергия от звездите е толкова голяма, че можем да ги виждаме дори и при разстояния от стотици, хиляди светлинни години.

Според съвременните представи, излъчването на звездите предизвиква намаляване на масата им. В този смисъл, трябва да се разбира, че енергия и маса е едно и също. Излъчваната енергия е свързана с изгубваната маса в съотношение Е=m*c2, където с - е скоростта на светлината. Слънцето ежеминутно губи милиони тонове от своята маса. Въпреки това, за 5 милиарда години от неговото съществуване, то е изразходвало едва половината от ядреното горива, намиращо се в недрата на неговото ядро.

Възниква, обаче, въпросът: кои звезди живеят по-дълго? Тези, с по-голяма маса, за които е характерна високата скорост на протичане на ядрените реакции или тези, с по-малка маса и по-малко излъчвана енергия? Оказва се, че скоростта на протичане на ядрения синтез е пропорционален на масата на звездите от четвърта величина. Следователно, масивните звезди изгарят по-бързо от немасивните.
Най-тежките изгарят целия водород за не повече от няколко хиляди години, а най-леките могат да светят “без да бързат” няколко милиарда години. На нашето Слънце му остават още около пет милиарда, което означава, че то е звезда в средна възраст и изгаря водорода си относително бавно.Да му мислят тези,които ще живеят след петто милярдата година ха-ха:)
 
 
Малко за планетката ни:
Сравнително скоро - едва през 16 век - Николай Коперник разбрал, че Земята е третата планета от Слънцето.Имал е пове4ко акъл от другите:)
Времето за завъртане на Земята около собствената й ос наричаме денонощие, състоящо се от 24 часа, а времето за завъртането й около Слънцето - година, която се състои от 365,2422 денонощия. Тъй като, за една обиколка земята не извършва пълен оборот (цяло число), са въведени календарни години с по 365 или 366 дни.Наблюдавана от Луната Земята също преминава през фази на осветеност - нощната й страна е тъмна, а дневната светла. Земните фази са противоположни на лунните. Когато ние наблюдаваме пълнолуние, то към Луната е обърната тъмната половина на Земята. Когато при нас е новолуние, на Луната Земята се вижда като пълен диск осветен приблизително 100 пъти повече от лунния. За да се убедите в това, обърнете внимание на мъглявото осветяване на Луната, което се получава за сметка на отразената от Земята светлина върху тъмната страна на нашия спътник.Някъде бях 4ел,4е е косми4ески кораб луната ни:)ужас мноу трева пушат некои:)
 Силата на земното светене се обуславя от две причини:
1. Площта на земния диск е 14 по-голяма от тази на Луната.
2. Повърхността на Земята отразява по-добре светлината, поради наличието на атмосфера.
Разглеждана от космоса, Земята съвсем не прилича на глобусите, с които сме свикнали в училище. Вместо очертани континенти и океани, се виждат предимно променящи се бели петна. Тези петна не са нищо друго освен облаци и мъгли, закриващи релефа на земята. В промеждутъците между тях, биха могли да се видят очертанията на бреговете, контурите на пустините, горите и особенно снеговете, но картината няма да е много ясна. Причина за това е димният ефект, получен в следствие силното отразяване на сините лъчи от атмосферата. Това въздушно-димно одеяние на Земята способства 40-50% от падащата слънчева светлина да бъде отразена, докато този процент при Луната е едва 7%.
От Венера или Марс, Земята се вижда като много ярка звезда със синкав отенък. Недалеч от нея, с невъоръжено око, може да се разгледа и Луната.М оня ден бех на теа планети:)ха-ха
Днес всеки знае формата и размерите на Земята,
ама в древността?:))))))))още в дълбока древност, астрономите са знаели изключително много за звездите и планетите та 4ак им се 4удя
бе:) Предположение за това, че Земята е кръгла е изказал още Питагор в VІ в. м луд фен е бил:)
можели да определят и нейните размери
Пръв направил това Ератосфен в Александрия, приблизително през 240г. преди н.е. Помогнал му и факта, че на един меридиан с Александрия се намирал и град Сиена (Асуан), а разстоянието между тях било 5000 стадия (1 стадий=175 м). Следвайки съвсем проста логика, той изчислил височината на слънцето в Александрия и в Сиена. Разликата във височините била 7,2 градуса. От тук можели да се намерят дължината на окръжността на Земята 360/7,2*5000 = 250 000 стадия и радиуса R=L/2Pi=39 808 стадия или приблизително 40 000. Обърнато в метри 40 000*175= 7 000 000 или 7 000км., което много се доближава до съвременните данни - 6 378км.
И така, Земята е  кръгла и по смяната на деня и ноща може да се направи извода, че се върти около собствената си ос. Друго свидетелство за това твърдение е десния разлив на реките в северното полукълбо и левия разлив - в северното полукълбо.Да Ви кажа и нещо друго
любопитно:) ами ако отидете в южното полукълбо,то сянката Ви следобед примерно:)ще е от южната страна:))))))май не ме разбрахте щот' тъпо се изказах хахахаха:))))))))))
абе слънцето е от другата страна бе хаха луда работа:)))))))))))))))
Най-близката точка до Слънцето от орбитата на Земята се нарича перигелий и е на 147 117 000 км. разстояние, а най-отдалечената - афелий - 152 083 000 км. Двете са свързани с линия, наречена апсид, която съвпада с голямата ос на елипсата на планетната орбита. Перигелият и афелият са различни всяка година, тъй като барицентърът на системата Земя-Луна не се движи по елипса, в следствие на гравитацията на планетите. Средната скорост на движение на Земята по нейната орбита е около 30 км/сек.
За удобство при определяне на местоположението, Земята условно е разделена на паралели и меридиани. Паралелите са разположени успоредно на екватора, а меридианите се простират от Северния до Южния полюс. Координатите за местоположение се определят от географската ширина - разстоянието от екватора и географската дължина - ъгъла между равнината на началния меридиан (Гринуич) и меридиана на даденото място. Плоскостта на екватора е наклонена на 23 градуса и 27' към земната орбита, а оста на въртене в момента е насочена към Полярната звезда. Този наклон на оста е и причината за смяната на годишните времена.
Пролетта и лятото продължават около 186 денонощия в северното полукълбо, а есента и зимата около 179. Разликата в продължителността на годишните времена е свързана с изтеглената орбита и преминаването през перигелия и афелия. В перигелия, Земята се движи по-бързо, а в афелия по-бавно съгласно закона на Кеплер. За начало на астрономическите годишни времена се приемат моментите, когато центъра на Слънцето преминава съответно през точките на равноденствие и слънцестоенето.
Екваториалният  радиус на земята
е 6378 км., а полярния - 6356 км. Сплеснатостта  е около 0,3%, което създава някои усложнения при определяне на ширината на нейните повърхности.