Вижте какво е "Астрономически обект" в други речници

В Уикиречник има статия "обект", обект (от латински objectum обект) е това, което е насочена (или това, което е създадено от тази дейност); в по-широк смисъл, всеки въпрос изобщо. Обектът е нещо ... Уикипедия

Координати: 9h 41m 4.116s, + 34 ° 43 .45 58.458072 Han Обект Хани (niderl ... Уикипедия

- бинокъл (бинокъл), предназначен за наблюдение на астрономически обекти: Луната, планетите и техните спътници, звезди и техните клъстери, мъглявини, галактики и др.

Този термин има други значения, виж Обект. Космическият обект е небесно тяло (астрономически обект) или космически кораб, разположен извън земната атмосфера в космическото пространство. Към естествената космическа ... ... Уикипедия

НЛО, за които се твърди, че са наблюдавани в Ню Джърси през 1952 г. (доказана фалшификация) (от архивите на ЦРУ) Искането за НЛО се пренасочва тук; Може би сте търсили статия за филма ... Уикипедия

Международен астрономически съюз ... Уикипедия

Астрономически обект, който излъчва мощни, строго периодични импулси на електромагнитно излъчване главно в радиочестотния обхват. Енергията, която се излъчва в импулси е само малка част от общата му енергия. Почти всички известни пулсари ... ... Енциклопедия на Колиър

Астрономически обект, който излъчва мощни, строго периодични импулси на електромагнитно излъчване. Първите радиопулсари бяха открити и тогава същите обекти бяха открити в оптичния, рентгеновия и гама диапазоните. Всички бяха ... ... Астрономически речник

Съществително, топоним, фамилия или астрономически обект: Съдържание 1 Топоним 2 Фамилия 3 Астрономически обект ... Wikipedia

Отклонение от светлина. Преместването на наблюдаваното положение на звездите, предизвикано от движението на Земята. Аберацията е сферична. Размазване на изображението, направено от огледало или леща със сферична повърхност. Хроматична аберация. Размазване и оцветяване на краищата на ... Енциклопедия на Колиър

книги

Планетарната мъглявина, Джеси Ръсел. Тази книга ще бъде направена в съответствие с поръчката ви чрез технологията Print-on-Demand. Висококачествено съдържание от статии WIKIPEDIA! Планетата е астрономически обект,
Неутронна звезда, Джеси Ръсел. Тази книга ще бъде направена в съответствие с поръчката ви чрез технологията Print-on-Demand. Висококачествено съдържание от статии WIKIPEDIA! Neutro звезда? - астрономически обект, е ...

И напуска бойното поле,
И Аполон отстъпва.
Започват други рицари
Към мрежите на Сатурн пръстени,
Когато дъхът на Йо изгаря
И има край
Тази невероятна система
Имоти на Кралската звезда,
Кои са местните жители.
И. Галкин

Урок 5/11

тема: Определяне на разстояния до тела и размери на СС на тези небесни тела.

Цел: Обмислете различни начини за определяне на разстоянието до органите на СС. Дайте концепцията за хоризонтален паралакс и фиксирайте пътя за намиране на разстоянието и размера на телата през хоризонталния паралакс.

задачи :
1. обучение: Въвеждане на концепцията за геометрични (паралактични), "радарни" и "лазерни" методи за определяне на разстоянията до телата на слънчевата система. Изведе формулата за определяне на радиуса на небесните тела на слънчевата система (понятия: линеен радиус, ъглов радиус). Използвайте решаване на проблеми, за да продължите формирането на дизайнерски умения.
2. образовамразкриване на темата на урока, че съвременната наука има различни методи за определяне на разстоянията до небесните тела и техните размери, за да се получи достоверна информация за мащаба на Слънчевата система и размерите на нейните небесни тела, за да се насърчи формирането на идеологическа идея за познаваемостта на света.
3. разработване: да покаже, че на пръв поглед неразрешимият проблем за определяне на разстоянията до небесните тела и радиусите на небесните тела в момента се решава с различни методи.

знаете:
Ниво I (стандарт) - методи за определяне на разстоянията до тела на СС, концепция за база и паралакс, метод за определяне размера на Земята и небесното тяло.
II ниво- методи за определяне на разстоянията до тела на СС, концепция за база и паралакс, метод за определяне размера на Земята и небесното тяло. Че диаметърът на луната е толкова много пъти по-малък от диаметъра на слънцето, колко пъти разстоянието от луната до земята е по-малко от разстоянието от земята до слънцето.

Умее да:
Ниво I (стандарт)
II ниво-определя разстоянията до органите на СС с помощта на паралакс и радарни данни, определят размерите на небесните тела.

оборудване: Таблици: “Слънчева система”, теодолит, k / f “Радиолокация”, прозрачно фолио, филмова лента “Определяне на разстояния до небесни тела”. CD- "Red Shift 5.1". Shak.

Интердисциплинарна комуникация: Измерват степента и радианния ъгъл, съседните и вертикалните ъгли. Сфера и сфера (математика, 5, 7, 10, 11 кл.). Разстояние от Земята до Луната и Слънцето. Сравнителни размери на Слънцето и Земята, Земята и Луната (естествена история, 5 клетки). Скоростта на разпространение на електромагнитни вълни. Методът на радиолокация (физика, 11 клетки).

Курс на урока:

I. Проучване на учениците (5-7 минути). Диктовка.

II Нов материал

1) Определяне на разстоянията до небесните тела.
В астрономията няма един универсален начин за определяне на разстоянията. Тъй като те преминават от близкото небесно тяло към по-отдалечени, някои методи за определяне на разстоянията заместват други, които по правило служат като основа за следващите. Точността на оценката на разстоянието е ограничена или от точността на най-грубия метод, или от точността на измерване на астрономическа единица с дължина (а).
1-ви метод: (известен) Според третия закон на Кеплер, може да се определи разстоянието до телата на СС, като се знаят периодите на циркулация и едно от разстоянията.

Приблизителен метод.

2-ри метод: Определяне на разстояния до Меркурий и Венера в моментите на удължение (от правоъгълен триъгълник под ъгъла на удължаване).
3-ти начин: Геометрично (паралакс).
например: Открийте неизвестния високоговорител за разстояние.

[AB] - Основа - основната известна дистанция, тъй като ъглите на CAB и CBA - са известни, след това от формулите на тригонометрията (синусоидната теорема) могат да бъдат в? намери неизвестна страна, т.е. Паралактичното изместване се нарича промяна в посоката на обекта, когато наблюдателят се движи.
Паралакс-ъгъл (DIA), при който основата се вижда от недостъпно място (AB е известен сегмент). В рамките на СС като основа се взема екваториалният радиус на Земята, R = 6378 км.

Нека К - мястото на наблюдателя, от което светлината може да се види на хоризонта. От фигурата може да се види, че от правилния триъгълник хипотенузата, разстоянието D е: , тъй като с малка стойност на ъгъла, ако изразим ъгъла в радиани и вземем предвид, че ъгълът е изразен в секунди на дъга, и 1rad = 57.3 0 = 3438 "= 206265" след това се получава втората формула.

Ъгълът (ρ), при който от звездата на хоризонта (? R - перпендикулярна на линията на видимост) екваториалният радиус на Земята се нарича хоризонтален екваториален паралакс на звездата.
защото никой няма да наблюдава от звездата по обективни причини, хоризонталният паралакс се определя, както следва:

измерва се височината на звезда в момента на горната кулминация от две точки на земната повърхност, разположени на същия географски меридиан и с известни географски ширини.
от получения четириъгълник се изчисляват всички ъгли (включително паралакс).

От историята: Първото измерване на паралакс (лунен паралакс) е направено в 129g до ne Хипарх (180-125, д-р Гърция).
За първи път се оценяват разстоянията до небесните тела (луна, слънце, планети) Аристотел (384-322, д-р Гърция) в 360g до NE в книгата “На небето” → не прекалено точен, например, радиусът на Земята е 10 000 km.
В 265gдо ne Аристарх от Самос (310-230, д-р Гърция) в своята работа „За размера и разстоянието на Слънцето и Луната” определя разстоянието през лунните фази. Така разстоянието от него до Слънцето (във фазата на Луната в една четвърт от правоъгълен триъгълник, т.е. за първи път използва основния метод: ZS = PLN / cos 87º≈19 * PLN). Радиусът на луната е 7/19 от радиуса на Земята, а Слънцето е 6,3 от радиуса на Земята (всъщност 109 пъти). Всъщност, ъгълът не е 87º, а 89º52 "и затова Слънцето е 400 пъти по-далеч от Луната. Предложените разстояния са били използвани от астрономите в продължение на много векове.
В 240g до ne Ератостен (276-194, Египет) извършване на измервания на 22 юни в Александрия, ъгълът между вертикалата и посоката към Слънцето по обед (вярваше, че тъй като Слънцето е много далеч, лъчите са успоредни) и използвайки записи на наблюдения в същия ден, лъчите на светлината попадат в дълбока кладенец Сиена (Асуан) (в 5000 етапа = 1/50 от обиколката на Земята (около 800 км), т.е. Слънцето е в зенита си) получава разлика от 7 ° 12 "в ъгли и определя размера на земното кълбо, с окръжност от 39,690 км (радиус = 6311 км) Така, проблемът с определянето на размера на Земята е решен с помощта на астрогеодезичен с Резултатът не е произведен до 17-ти век, само астрономи от обсерваторията в Багдад в 827g леко коригират грешката си.
В 125gдо ne Хипарх доста точно определя (в радиусите на Земята) радиуса на луната (3/11 R ⊕) и разстоянието до луната (59 R).
Точно определи разстоянието до планетите, като разстоянието от Земята до Слънцето за 1a.e. Н. Коперник.
Най-големият хоризонтален паралакс има най-близкото тяло към Земята - Луната. P? = 57 "02"; а за Слънцето Р 8 = 8,794 "
Задача 1 : учебник Пример номер 6 - Намерете разстоянието от Земята до Луната, знаейки паралакса на Луната и радиуса на Земята.
Задача 2 : (независимо). На какво разстояние от Земята е Сатурн, ако неговият паралакс е 0.9 ". [От формулата D = (206265 / 0.9) * 6378 = 1461731300km = 1461731300 / 149600000≈9.77a.e.]
4-ти път радар: импулс → обект → отразен сигнал → време, Предложен от съветски физици LI Манделщам и ND Papaleksi, Бързото развитие на радиотехниката даде възможност на астрономите да определят разстоянията до телата на Слънчевата система чрез радарни методи. През 1946 г. първата радиолокация на Бай луна е направена в Унгария и в САЩ, а през 1957–1963 г. - радиолокацията на Слънцето (проучвания на слънчевата корона от 1959 г.), Меркурий (от 1962 г. при ll = 3.8, 12, 43 и 70 см), Венера, Марс и Юпитер (през 1964 г. на вълните l = 12 и 70 см), Сатурн (през 1973 г. на вълната l = 12.5 см) във Великобритания, СССР и САЩ. Първите ехо-сигнали от слънчевата корона са получени през 1959 г. (САЩ), а от Венера през 1961 г. (СССР, САЩ, Великобритания). Чрез скоростта на разпространение на радиовълните с = 3 × 10 5 km / s и за определен период от време т(ите) преминаването на радиосигнала от Земята към небесното тяло и обратно е лесно да се изчисли разстоянието до небесното тяло.
V EMW = C = 299792458 m / s≈3 * 10 8 m / s.

Основната трудност при изучаването на небесните тела чрез методите на радиолокация е свързана с факта, че интензивността на радиовълните по време на радиолокация се намалява обратно на четвъртата сила на разстоянието до изследвания обект. Затова радарите, използвани за изучаване на небесните тела, имат големи антени и мощни предаватели. Например, радарната инсталация на центъра на отдалечените космически комуникации в Крим има антена с главен диаметър на огледалото от 70 m и е оборудвана с предавател с мощност от няколко стотин kW при дължина на вълната 39 cm. Енергията, насочена към целта, е концентрирана в лъч с ъгъл на отвора 25 ".
   От радиолокацията на Венера се изяснява стойността на астрономическата единица: 1 a. e = 149 597 870 691 ± 6m ≈ 149,6 милиона km, което съответства на P 8 = 8,7940. Например, обработката на радарни измервания на разстоянието до Венера през 1962-75gg се проведе в Съветския съюз (един от първите успешни експерименти). на радиолокацията на Венера е извършена от служители на Института по радиотехника и електроника на АН СССР през април 1961 г. на антената за отдалечени космически комуникации в Крим, l = 39 cm) даде стойност от 1 AU = 149597867.9 ± 0.9 km. през 1976 г. стойността на 1 AU = 149597870 ± 2 km, топографията на повърхността се определя чрез радиолокация от космическия кораб. пет планети и техните спътници, техните карти са.
Основните антени, използвани за радарите на планетите:
   = Евпатория, Крим, диаметър 70 m, l = 39 cm;
   = Arecibo, Пуерто Рико, диаметър 305 m, l = 12.6 cm;
   = Голдстоун, Калифорния, диаметър 64 m, l = 3.5 и 12.6 cm, в бистатичен режим, приемането се извършва на VLA апертурната система за синтез.

С изобретението на квантовите генератори ( лазер) през 1969 г. е направено първото лазерно местоположение на Луната (огледало за отразяване на лазерен лъч на Луната е установено от астронавтите САЩ „Haro-11” 20.07.69g), точността на измерване е ± 30 см. Фигурата показва местоположението на лъчевите лъчи на Луната "Луна-17, 21" и "Аполон - 11, 14, 15". Всички, с изключение на рефлектора Луноход-1 (L1), все още работят.
Лазерното (оптично) местоположение е необходимо за:
-Решение на космическите изследвания.
-решение на космическата геодезия.
- изясняване на въпроса за движението на земните континенти и др.

2) Определяне на размера на небесните тела.

а) Определяне на радиуса на Земята.

б) Определяне на размера на небесните тела.

III. Закрепващ материал

Пример 7(стр. 51).
CD- "Red Shift 5.1" - Определете текущото разстояние на по-ниските (земни планети, горните планети, планетите гиганти) от Земята и Слънцето в AU.
Ъгловият радиус на Марс е 9.6 ", а хоризонталният паралакс е 18". Какъв е линейният радиус на Марс? [От формула 22 получаваме 3401.6 км. (всъщност 3396 km)].
Какво е разстоянието между лазерния рефлектор на луната и телескопа на земята, ако импулсът се върне през 2.43545s? [от формулата R = (c. t) / 2 R = 3. 10 8. 2,43545 / 2≈365317500.92м≈365317,5km]
Разстоянието от Земята до Луната при перигея е 363000км, а при апогея 405000км. Определете хоризонталния паралакс на Луната в тези позиции. [от формулата D = (206265 "/ p) * R 'от тук р = (206265" / D) * R; p A = (206265 "/ 405000) * 6378≈3248.3" ≈54.1 ", р П = (206265" / 363000) * 6378≈3624.1 "≈60.4"].
със снимки на глава 2.
допълнително, за тези, които го направиха - кръстословица.

В крайна сметка:
1) Какво е паралакс?
2) Как мога да определя разстоянието до органите на СС?
3) Каква е основата? Какво се взема като основа за определяне на разстоянието до органите на СС?
4) Как паралаксът зависи от разстоянието на небесното тяло?
5) Как размерът на тялото зависи от ъгъла?
6) оценка

Домашна работа: §11; въпроси и задачи стр. 52, стр. 52-53 знаят и могат да бъдат. Повторете втората глава напълно. , .
Можете да поискате този раздел да подготви кръстословица, инспектор, есе за един от астрономите или историята на астрономията (един от въпросите или посоките).
Може да предложи практическа работа - Определяне на размера на луната.
При пълнолуние, използвайки два правила, свързани под прав ъгъл, се определят видимите размери на лунния диск: тъй като триъгълниците KCD и KAV са сходни, от теоремата за сходството на триъгълниците следва, че: АВ / СD = KB / KD. Диаметърът на луната е AB = (CD. KB) / KD. Разстоянието от Земята до Луната е взето от референтните таблици (но е по-добре, ако можете да го изчислите сами).

Урокът е проектиран членове на кръга "Интернет технологии" - Леоненко Катя(11kl)

променен 10.11.2009 година

128.5 kb

"Планетариум" 410,05 mb		Ресурсът ви позволява да инсталирате пълната версия на иновативния образователен и методически комплекс Planetarium на компютъра на учителя или студента. "Планетариум" - селекция от статии - предназначени за използване от учители и студенти по физика, астрономия или природни науки в класове 10-11. При инсталиране на комплекса се препоръчва да се използват само английски букви в имената на папките.
Демо материали 13,08 mb		Ресурсът е демонстрационен материал на иновативния образователно-методичен комплекс "Планетариум".

Промени в масата и размера на небесните тела

Паршаков Евгений Афанасиевич

Всички небесни тела на Слънчевата система от Слънцето до метеорни тела постепенно увеличават своята маса, като събират дифузна материя, нейното натрупване върху повърхността на небесните тела и падащи върху небесните тела на Слънчевата система на други, по-малки небесни тела, които преди това не принадлежаха към нея. Увеличението на масата на небесните тела възниква не само по време на галактическите зими, но, макар и леко, в периодите между галактическите зими. Тъй като всички тела на Слънчевата система постепенно се увеличават и приближават към Слънцето, правилото, макар и не без изключение, е, че масата на небесните тела по-близо до Слънцето е по-голяма от по-далечните. Този модел е повече или по-малко ясно проследен, като се започне с Юпитер, първата гигантска планета от Слънцето и съответно най-голямата. Но тъй като свободните сферични пространства (черупки) се формират във времето между гигантски планети, в тях постепенно се намират малки небесни тела: астероиди близо до Слънцето, комети в далечината, които заедно образуват колани от астероиди и комети, състоящи се от хиляди и милиони. астероиди и комети.

Вече казахме по-горе, че всички планети са били по-рано много по-малки, отколкото сега, и в бъдеще те ще бъдат по-масивни. Преди много години гигантските планети бяха разположени по-далеч от Слънцето, отколкото сега Плутон, тяхната маса беше много по-малка и те някога не бяха гигантски планети, но бяха типични ледени планети като Плутон, Титан, Калисто. Някога земните планети, включително нашата Земя, бяха много по-малки по размер и маса. Имаше време, когато Земята беше толкова голяма, колкото Венера, а дори и по-рано, може би с Марс, беше време в далечното минало, очевидно преди няколко милиарда години, когато Земята беше толкова голяма, че всичките й съвременни континенти бяха затворени заедно с техните ръбове. така че Земята е била покрита с една непрекъсната континентална кора. След това Земята се увеличава, литосферата й избухва на континенталните плочи, които се отдалечават с нарастващ обем и повърхност на Земята, образувайки океански депресии.

Слънцето и всички звезди също се увеличават с времето. Тяхната маса и размер, както и температурата и светлината, нарастват с всяка галактична зима, макар и изключително неравномерно, така че по време на някои галактически зими, масата може да се увеличи с няколко десети от процента или процента, а в други, когато звездите преминат през спирални ръкави, няколко пъти или десетки процента.

В бъдеще Слънцето също ще нараства все повече и повече, а в миналото Слънцето беше по-малко по размер и размер, отколкото сега. Неговата температура и осветеност бяха по-малко. В момента Слънцето е средната жълта звезда от класа G2, а в далечното минало, преди повече от 4-5 милиарда години, Слънцето е димерна оранжева звезда от клас К, а още по-рано - червена звезда от клас М. \\ t

И какво се случи преди? В крайна сметка, Слънцето е променило своята маса, размер и светлина преди това. Значи е било още по-малко?

Всъщност, масата и размерът на всички съществуващи небесни тела се увеличават все повече и повече, без значение с каква скорост. И ако мислено върнем времето назад, неизбежно ще стигнем до такъв период в развитието на Слънцето, когато той беше не само видима червена звезда, но (дори по-рано), но и инфрачервено невидимо джудже, което, макар и горещо, да е имало температура около 1000 на повърхността си , но не блестеше, защото излъчваше лъчи в невидимия инфрачервен обхват. В това далечно време нейната маса е много по-малка, отколкото сега, по-малко от съвременната маса на най-малките червени джуджета. След това Слънцето заема средно положение между червените джуджета и Юпитер. И не само в маса, но и по размер, светимост (сила на излъчената енергия) и температура на повърхността и подпочвата.Ако психически проникнем в още по-ранен период на развитие на Слънцето, неизбежно ще стигнем до заключението, че по това време Слънцето е било на планети. гиганти от Юпитер, Сатурн и дори по-рано - Нептун и Уран. Но между тях има една съществена разлика. Модерните планети-гиганти се въртят около една звезда - Слънцето в своите почти вълнови твърди орбити, а гигантското гигантско Слънце, заедно със своите малки и нискомаслени спътници, в далечното минало обикаляха не звездата, а както сега, около центъра на Галактиката. От това можем да заключим, че в допълнение към звездно-планетарните системи, днес има огромен брой планетни системи, в които централното тяло е или инфрачервено джудже с маса приблизително от 0,05 до 0, 005 маси на Слънцето, или гигантска планета с маса от 1500 до 10 земни маси, или ледена планета с маса по-малка от 10 земни маси. И като се има предвид фактът, наблюдаван от астрономите, фактът, че например има 220 пъти повече звезди с маса на Слънцето в Галактиката, колкото 10 звезди с маса на Слънцето и 220 пъти по-малко от толкова, колкото 0 звезди с маса на Слънцето може да се заключи, че невидимите планетни системи в галактиките, така че централното тяло е или инфрачервено джудже, или гигантска планета, или ледена планета, има много повече такива планетни системи, отколкото планети със светеща звезда в центъра на системата, и още не само по количество, но и по обща маса Тези невидими небесни тела на Галактиката, както и другите галактики, са разположени предимно в периферията на галактиките и са вещество, което образува така наречената скрита маса на нашата Галактика и всички други галактики. Според изчисленията на астрономите, той е 10 пъти по-голям от масата на всички видими светлинни звезди.

Но обратно към слънцето. Както казахме, имаше време, когато Слънцето беше гигантска планета, която, заедно с всичките си сателити, обикаляше около центъра на Галактиката и тази орбита се намираше далеч от центъра на Галактиката, отколкото сега. Ако мислено отидете по-далеч в миналото, не е трудно да се досетите, че Слънцето на този етап е отишло по същия начин, както гигантските планети, т.е. пътеката от малка ледена планета, по-малка от Плутон, до гигантската планета, а след това стана звезда, непрекъснато нарастваща по размер и маса.

Тази ледена планета, или по-скоро комета, първоначално с недиференцирано вещество в нейните дълбини, постепенно се увеличава и започва дълбоко диференциране на веществото в различни черупки по плътност и състав под действието на радиоактивна топлина и топлина, генерирана от компресия и химични реакции. В крайна сметка ледената планета, продължаваща да се увеличава и достига до размера на планета с маса, равна на около 10 земни маси, се превръща в гигантска планета, масата на която започва да нараства много по-бързо поради придобиването, заедно със силикатни и ледени компоненти. газови компоненти. А гигантската слънчева планета, на свой ред, нарастваща с времето, се превръща в инфрачервен джудже, след това в неясна червена звезда, която продължава да расте, евентуално премина от клас М в клас К, а след това към клас Г, където време и е. Такъв е еволюционният път на Слънцето в миналото. И какво ще се случи със слънцето в бъдеще?

В бъдеще Слънцето ще се увеличава все повече и повече, преминавайки от един клас в друг, докато достигне критична маса, след което растежът му ще спре. Факт е, че звездите периодично увеличават масата си с настъпването на следващата галактическа зима. Те прекарват своето вещество чрез радиация постоянно и по-бързо, звездите са по-масивни и, следователно, по-горещи. И ако малките звезди придобият вещества, дължащи се на космическите валежи, повече от загубата им поради радиация, тогава големите звезди, с маса от няколко десетки маси на Слънцето, придобиват толкова вещество, колкото го губят за достатъчно дълъг период от време. А между пристигането и консумацията на веществото на звездата възниква равновесие, в резултат на което по-нататъшното развитие на гигантски звезди ще престане.

Ако през периодите на галактически зими масата и размерът на слънцето се увеличат, то в периода между галактическите зими, напротив, масата и размерът на слънцето ще намалеят. И ако Слънцето по време на галактически зими се движи по главната последователност и диаграмите на Херцспанг-Ресел нагоре и наляво, то в периодите между галактическите зими Слънцето, напротив, ще се търкаля надолу и надясно. Но в същото време Слънцето няма да се върне на предишното си място, към предишния клас или подклас. С всяка галактическа зима Слънцето ще се издига по-високо и по-високо в основната последователност, докато не се постигне баланс между пристигането и потреблението на материята. Това обаче постепенно ще промени състава на Слънцето, тъй като силикатният компонент, който не участва в циркулацията на материята във Вселената, постепенно ще се натрупва в дълбините на Слънцето. И рано или късно Слънцето ще трябва да се отърве от него или чрез светкавица, или чрез експлозия, или чрез влизането в реакцията на синтеза на по-тежки елементи от водорода.

Но Слънцето ще се движи в хода на своята еволюция не само по главната последователност на H-P диаграмата. Понякога Слънцето ще премине от основната последователност към поредица от суб-гиганти, гиганти и дори супер-гиганти с последващо връщане към главната последователност. Факт е, че дифузната материя, която кондензира върху повърхността на Слънцето, подобно на други небесни тела, по време на галактическите зими, има различен състав в различни газо-прахови облаци и мъглявини и различни части на спирални рамена в галактическата равнина. На някои места има повече прах в състава на дифузната материя, в други е по-малко, понякога дифузната материя може да се състои само от водород, понякога частта от праха може да бъде незначителна, с няколко десети от процента. Понякога делът на силикатната компонента в състава на дифузната материя, кондензираща се върху повърхността на Слънцето (а сега и на повърхността на някои други звезди), може да бъде, напротив, много значителен, с няколко десетки процента.

Когато се кондензира на повърхността на Слънцето по време на галактически зими, дифузната материя с различен състав ще има различен ефект върху Слънцето. Ако силикатният компонент в състава на кондензиращия дифузен материал е малък, Слънцето ще се движи по главната последователност наляво и нагоре, без да излиза извън своите граници. Ако силикатният компонент в състава на дифузния материал е необичайно голям, слънцето ще зачерви поради абсорбцията на част от неговата лъчиста енергия от прах. В резултат на това за външно наблюдение на Слънцето по това време, при натрупването на дифузна материя с аномално високо съдържание на прах, тя ще изглежда като червен или оранжев субгиант или гигант в зависимост от фракцията прах в дифузния материал, дължината и плътността на газо-праховия комплекс, което ще бъде слънцето и в зависимост от масата на слънцето.

Някои, особено големи звезди, които по време на следващата галактическа зима придобиват много дифузни вещества с необичайно високо съдържание на прах, се отстраняват доста далеч от основната последователност до областта на свръхгигантите, а не непременно червената, но и оранжевата, жълтата и т.н. След края на следващата галактическа зима, гигантските звезди, които са се оттеглили от основната последователност, се връщат обратно към нея, тъй като загряването на праха, кондензиращо се върху звездата, престава поради липсата на такава, а звездата придобива предишния си вид.

Този прах, който кондензира върху повърхността на звездите и се намира в близост до него, затопля до видим червен цвят и започва да излъчва, се приема от външните наблюдатели като постоянна атмосфера на звездата, нейните горни слоеве, в резултат на което плътността на гигантските звезди е необичайно ниска и нейните размери са аномални. големи.

С гигантски звезди, същия ефект се случва, приблизително, както с гигантските планети. Не само твърдата (или течната) част на планетата, но и частта от атмосферата, а именно тази, в която се намират облаците, се приема за размер на гигантските планети. И колкото по-висока е облачната покривка, толкова по-голям е гигантският размер на планетата за наблюдателя и по-ниската му плътност. По същия начин, колкото повече прах кондензира върху повърхността на звезда, която е в галактическа зима, толкова по-голяма е звездата за външния наблюдател и колкото по-малка е плътността. И това се случва, защото прахът, който се кондензира върху него, е включен в състава на звездата, неговата атмосфера. Когато в състава на дифузната материя, която кондензира върху повърхността на звезда, няма или има малко прах, звездата не напуска основната последователност по време на галактическата зима, а се движи нагоре и наляво по нея, тъй като кондензиращата дифузна материя е прозрачна.

Едновременно със Слънцето, докато се увеличава, цялата Слънчева система ще се увеличи. Това ще увеличи броя на планетите, включително гигантските планети. Тогава ще се появят звезди-сателити, при първите джуджета, образувани от супергантичните планети на Гантс, а след това по-големи и по-големи. Броят им ще се увеличава непрекъснато, Слънчевата система ще расте, броят на спътниковите звезди в него ще се изчислява първо в единици, след това в десетки, а след това в стотици и хиляди. Планетите, астероидите, кометите и метеорните тела ще бъдат още повече в Слънчевата система.

Разбира се, не всички звезди ще минат по този начин, а само малка част от тях. Повечето от тях ще изчезнат в дълбините на други, по-масивни звезди. Благодарение на тяхното забавяне в газо-прахова среда и увеличаване на масата им, спътниковите звезди постепенно се приближават към по-масивните централни звезди и попадат един след друг на повърхността си. Звезди, които се въртят в галактически орбити, постепенно се приближават към ядрото на Галактиката и попадат в една от централните звезди. С всяко падане на една звезда на друга се появява мощна светкавица с голямо количество вещество, излъчвано в световното пространство (светкавици на нови и свръхнови). във Вселената.

Галактиката може да бъде представена като свръхголяма звезда-планетарна система, която е възникнала по време на нейната еволюция от джуджето галактика, и една от още по-малък звездни-планетарни клъстери (или асоциации), които произхождат от множество звездно-планетна система. А последният, от своя страна, произхожда от звездно-планетарната система от Слънчевия тип и тази еволюция на звездно-планетарните системи от малка до гигантска (галактики) се осъществява чрез увеличаване на небесните тела поради космически валежи, намаляване на небесните тела в дифузна среда и техния подход към централни тела и циркулация на материята във вселената.