Современные представления об образовании Солнечной системы
Солнце является одной из возникших таким образом постоянных звезд. Предполагается, что на ранней стадии развития оно было окружено быстро вращавшейся газовой мантией с массой около 1/10 массы Солнца. Благодаря вращению, газовая мантия приобрела дисковидную форму; температура внутри газовой мантии убывала обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца. Внутри этой линзы те же турбулентные токи привели к возникновению вихрей, вызвавших конденсацию и соответственно — образование планет. Указанная вихревая теория объясняет большую плотность внутренних планет и их меньшие размеры следующим образом. Поскольку температура в дисковидной линзе ниже во внешней ее части, то здесь наиболее возможно перенасыщение газового вещества и легче всего осуществима его конденсация. При конденсации, во внутренней части концентрировалось только неорганическое вещество, в то время, как внешняя часть, вследствие более низкой температуры состояла из водорода, метана и аммиака. Количество конденсировавшегося вещества было больше во внешней части, в соответствии с чем, центры конденсации там росли быстрее, чем внутренние центры, улавливавшие вещество гравитационно. открыть
Черные дыры
Эти звезды тоже должны существовать благодаря возникающему из-за принципа Паули отталкиванию, но не между электронами, а между протонами и нейтронами. Поэтому такие звезды получили название нейтронных звезд. Их радиус не больше нескольким десятков километров, а плотность - сотни миллионов тонн на ку-бический сантиметр. Когда Ландау предсказал нейтронные звезды наблюдать их никто не умел, а реальная возможность их наблюдения появилась значительно позже. Если масса звезды превышает предел Чандрасекара, то когда ее топливо кончается, возникают большие сложности. Чтобы избежать катастрофического гравитационного коллапса, звезда может взор-ваться или каким-то образом выбросить из себя часть вещества чтобы масса стала меньше предельной. Трудно, однако, поверить что так происходит со всеми звездами независимо от их размеров. Как звезда узнает, что ей пора терять вес? А даже если бы каждой звезде удалось потерять в весе настолько, чтобы избежать коллап-са, то что произошло бы, если бы мы увеличили массу белого карли-ка или нейтронной звезды так, что она превысила бы предел? Может быть, тогда произошел бы коллапс и плотность звезды стала бесконечной? Эддингтон был так этим поражен, что отказался ве-рить результату Чандрасекара. открыть
Происхождение и развитие звезд и Солнца
Размер его уменьшается все быстрее и быстрее, а плотность растёт. Небольшие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие. При коллапсе возрастают температура и давление газа, что препятствует дальнейшему увеличению плотности. Но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвездного вещества, это очень важный его компонент. В темных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают ее в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла. Наконец из-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Остывание затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составят группу молодых звезд в недрах молекулярного облака. Коллапс плотность части облака в звезду, а чаще – в группу звезд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). открыть
Физика и философия подобия
Именно нейтронные звезды ввиду их малых размеров (порядка 30 километров в диаметре), большой плотности, временной стабильности и сильного магнитного поля следует считать настоящими аналогами нуклонов – протонов и нейтронов. Совокупности нуклонов в атомах и молекулах образуют видимое нами вещество и точно также совокупности нейтронных звезд создают основу вещества, которое можно назвать звездной формой материи. В нашей Галактике это можно представить следующим образом: постепенно звезды будут приближаться к центру Галактики, из-за потери вращательного момента при взаимодействиях, превращаясь при этом в белые карлики и нейтронные звезды. Дальнейшие взаимодействия и сближения звезд уничтожат белые карлики как менее плотные объекты, так что останутся только нейтронные звезды и облака замагниченной плазмы вокруг них. Весьма вероятно возникновение двойных и кратных систем нейтронных звезд, подобных атомным ядрам. Наиболее интенсивно такие процессы идут в центральных областях галактик, так что наблюдаемые нами процессы в активных галактиках и квазарах с точки зрения энергетики вполне объясняются присутствием там достаточного количества нейтронных звезд. открыть
Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной
Дело в том, что у астрономов есть веские основания считать, что, помимо видимых звезд и газовых туманностей, собранных в галактики, вокруг галактик и в пространстве между ними есть много невидимой или очень трудно наблюдаемой материи. Так как тяготение создается всеми видами материи, то учет невидимой материи в общей плотности вещества совершенно необходим для решения вопроса о будущей судьбе Вселенной. Еще лет двадцать назад астрономы считали, что Вселенная в самых больших масштабах — это именно мир галактик и их систем. Изучая нашу звездную систему, Галактику, они установили, что в пределах ее видимых границ почти все вещество сосредоточено в звездах. Всего Галактика содержит ~200 миллиардов звезд. Газ и пыль между звездами дают к массе звезд совершенно незначительную добавку (около 2%). Казалось, что и другие галактики в основном состоят из светящихся звезд, а пространство между галактиками практически пусто. Галактики собраны в группы и скопления разных масштабов, образуя ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру Вселенной. Размер типичных пустых областей, в которых галактик мало или совсем нет, около 30—40 Мпк. открыть
Солнечная система
Что такое наша Солнечная система? Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Эти девять планет, обращающихся по огромным эллипсам вокруг Солнца, и образуют нашу Солнечную систему. Солнечная системам вместе с миллионами других звездных систем образуют Млечный Путь. Поскольку Солнце находиться на окраине Млечного Пути, то в ясную ночь мы видим его в виде широкого слабо мерцающего пояса. За последнее время мы многое узнали о планетах и звездах. Нам известны их размеры, вес и состав, расстояние от них до Солнца и скорости их вращения. А современные астрономические приборы, такие, как радиотелескопы и космические зонды, позволили нам выяснить, как же возникла Вселенная и звезды. Наше Солнце и планеты родились примерно 5 миллиардов лет назад из частиц пыли и газа, которых и сегодня еще много во Вселенной. Эти частицы взаимно притягиваются и со временем собираются в различных местах Вселенной в плотные облака. Когда в облаке набирается достаточно вещества, из-за возросшей силы тяготения оно начинает сжиматься. В нем повышается давление и температура, и в конце концов оно начинает пылать - так возникло наше Солнце. открыть
Земля - планета Солнечной системы
Она представляет собой другую, подобную нашей, звездную систему, удаленную от нас на расстояние 2,3 млн световых лет. Только когда в 1923 г. в этой туманности удалось различить несколько наиболее ярких звезд, ученые окончательно убедились, что это не просто туманность, а другая галактика. Это событие можно считать также и «открытием» нашей Галактики. И в дальнейшем успехи в ее исследовании во многом были связаны с изучением других галактик. Наши знания о размерах, составе и структуре Галактики получены в основном за последние полвека. Диаметр нашей Галактики примерно 100 тыс. световых лет (около 30 тыс. парсек). Число звезд – около 150 млрд, и составляют они 98 % ее общей массы. Оставшиеся 2 % – межзвездное вещество в виде газа и пыли. Звезды образуют различные по форме и численности объектов скопления – шаровые и рассеянные. В рассеянных скоплениях относительно немного звезд – от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находятся Гиады – треугольник из слабых звезд вблизи яркого Альдебарана. Часть звезд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. открыть
Физика звезд
Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет. Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью. Нормальные звезды Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. открыть
Происхождение и развитие галактик и звезд
В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород выгорел и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Белые карлики постепенно все меньше и меньше излучая переходят в невидимые черные карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Процесс образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Все же в процессе эволюции звезда возвращает в межзвездное пространство значительную часть всей массы. Из этого газа будет образовываться более молодые звезды, которые в свою очередь так же будут эволюционировать описанным образом. Взгляды различных ученых на процессы рождения и развития галактик. К проблеме эволюции галактик ученые начали серьезно подходить в середине 40х годов. открыть
Кунсткамера вселенной
Расчеты показали, что к числу короткоживущих звезд принадлежат в первую очередь наиболее горячие звезды с большой истинной яркостью. Они расходуют свое водородное «горючее» настолько расточительно, что длительность их существования при наблюдаемых темпах переработки водорода может быть в космическом масштабе времени лишь очень непродолжительной. Следовательно, подобная звезда должна либо быстро изменить «образ жизни», либо погибнуть. Очень молодыми оказались переменные звезды с неправильным изменением блеска типа Т Тельца. Известный советский астрофизик В. А. Амбарцумян открыл, что звезды этого типа, так же как и горячие звезды с большой истинной яркостью, образуют в пространстве компактные звездные ассоциации, находящиеся, как правило, внутри плотных облаков межзвездного газопылевого вещества. Это значит, что процесс образования молодых звезд продолжается в Галактике и поныне, причем звезды рождаются не поодиночке, а целыми группами. Детальное изучение переменных звезд типа Т Тельца позволило предложить стройную теорию рождения звезды. Рассмотрим холодное межзвездное облако пыли и газа с массой, примерно равной массе нашего Солнца, и размерами, достигающими размеров современной Солнечной системы. открыть
Небесные тела
В нескольких местах Земли найдены рисунки, сделанные в эпоху первобытных людей. На этих рисунках ученые видят людей в космических скафандрах. Старейшины некоторых племен рисуют звездное небо, что его можно увидеть только из космоса. Среди нескольких теорий о происхождении жизни на Земле есть и теория заноса жизни из космоса. В некоторых метеоритах встречаются аминокислоты (аминокислоты образуют белки, а жизнь на нашей планете имеет белковую природу). 1. Звездные миры — галактики. Звезды, созвездия Все планеты земной группы имеют сравнительно небольшие размеры, значительную густоту и состоят в основном из твердых веществ. Гиганты планет имеют большие размеры, малую густоту и состоят преимущественно из газов. Масса гигантов планет составляет 98 % от суммарной массы планет Солнечной системы. Относительно Солнца планеты располагаются в таком порядке: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Эти планеты названы в честь римских богов: Меркурий — бог торговли; Венера — богиня любви и красоты; Марс — бог войны; Юпитер — бог громовержец; Сатурн — бог земли и плодородия; Уран — бог неба; Нептун — бог моря и судоходства; Плутон — бог подземного царства мертвых. открыть
Измерение количественных и качественных характеристик звезд
Для определения скорости звезд в наше время используются фотографии неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Также наблюдаемая скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок). Для определения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, меняется - при сближении укорачивается (смещается к фиолетовому концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красному концу спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краю звезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в спектре смещаются по формуле u=c (Dl/l) ,где u - скорость источника, c - скорость света, Dl- изменение частоты, l - нормальная длина волны (закон Доплера). Соединяя полученные значения для наблюдаемой и не наблюдаемой скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлении движения звезды. К настоящему времени определены наблюдаемые скорости для 100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это связано с тем, что при определении наблюдаемых скоростей большую роль играет расстояние и сама скорость, а для расчета ненаблюдаемых — видимая звездная величина, которой определяется возможность получить достаточно четкий спектр. Размеры звезд. Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные телескопы. открыть
Эволюция звезд
Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В. Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то есть диаметра. открыть
Наша галактика
Именно там, вблизи плоскости диска Галактики, наиболее активно происходит образование звезд. Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рассеянных и содержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд (рис. 3). Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, чтобы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет. Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. открыть
Пространство- время или время и пространство?
Звезды и планеты собираются в галактики и под действием выталкивающей силы перемещаются все дальше и дальше от центра в область меньшей плотности пространства. По мере удаления от центра, плотность пространства становится все меньшей и меньшей. Силы, удерживающие вещество в виде образований (звезды, планеты и т.д.) ослабевают и вещество разряжается. В конце концов, вещество, достигает той критической плотности пространства, когда оно, вещество, переходит из дискретного состояния в недискретное. Но этот переход не сопровождается взрывом, как в сверхновой звезде, потому, что вещество будет настолько разряженным, что его количество в условном объеме будет ничтожно мало. И вещество будет подобно воде, которая при комнатной температуре и нормальном давлении, испаряется естественным путем. Вещество будет как бы испарятся, отдавая свою энергию пространству, которое, перемещаясь к центру будет приобретать все большую и большую плотность и энергонасыщенность, для того, чтобы в центре Вселенной снова стать дискретным веществом. открыть
Предел Чандрасекара
Солнце начнет стремительно сжиматься, пока силы гравитации не натолкнутся на следующий (после побежденного термоядерного) рубеж обороны, который снова даст силам сжатия достойный отпор давлением. Для звезд категории Солнца таким барьером становятся свободные электроны внутри звезды. Электроны подчиняются принципу запрета Паули, согласно которому ни на одной орбите не могут находиться два электрона в одинаковом состоянии. Это положение подразумевает, что любому электрону необходимо «жизненное пространство», и сближаться они могут лишь до определенного предела. При гравитационном коллапсе звезды с массой, близкой к солнечной, она сжимается до размеров порядка размеров Земли, после чего коллапс прекращается в силу противодействия электронов, которым «некуда» сближаться дальше. Генерировать энергию звезда на этой стадии уже не может (нет топлива), однако светиться, остывая, она продолжает еще достаточно долго. Такие звезды и получили название белых карликов, и среди видимых звезд в ночном небе их немало. По сути, белый карлик удерживается от полного коллапса равновесием двух сил — гравитационного притяжения и своего рода давления электронов изнутри. открыть
Строение, происхождение и эволюция галактик и звезд
Большинство астрономов считают, что это происходило в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают наблюдения, “молодые” звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентрируются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее интенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находится в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более плотные газово-пылевые облака и другие объекты. Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапазоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться обнаружить среди довольно многочисленных источников инфракрасного излучения. открыть
Большой взрыв
Заслуживает внимания то обстоятельство, что распространенность дейтерия во Вселенной весьма чувствительна к современной плотности вещества. При изменении рm(0) от 1,4•10-31 до 7•1030 г/см3 его относительная концентрация (2Н/Н) уменьшается практически на семь порядков. В меньшей мере от величины современной плотности барионов зависит массовое содержание 4Не, однако, и оно возрастает примерно в 2 раза. Этой особенностью можно воспользоваться для предсказания сегодняшней плотности вещества во Вселенной, если известна наблюдаемая распространенность космических гелия-4 и дейтерия. Однако значительным препятствием на пути реализации этой программы является искажение первичного химического состава вещества на стадии существования галактик и звезд. Например, в Солнечной системе измерения дают примерно 20 - 26%-ную вариацию массовой концентрации 4Не относительно водорода. В солнечном ветре эта величина колеблется еще значительнее - от 15 до 30%. Спектроскопические измерения линий поглощения и эмиссии гелия в атмосферах, ближайших к Солнцу звезд, свидетельствуют также о наличии вариаций в его массовой концентрации от 10 до 40 %. открыть
Астрономия
В наши дни нет такого уголка во Вселенной, который не был бы доступен для исследований методами астрономии. Применяются они и для изучения Земли со спутников. В недрах звезд, в ядрах галактик температура и плотность вещества столь высоки, что их невозможно получить в земных лабораториях, и уже поэтому данные астрономии необходимы и для физики. Список литературы открыть
Переменные звезды
Если в каком-либо очень отдаленном скоплении звезд обнаружена цефеида, то по наблюдениям измеряют период изменения ее блеска, а отсюда и светимость. А после этого легко вычислить, на каком расстоянии находится эта цефеида, если она при данной светимости представляется нам по своему блеску звездой такой-то величины. Размеры скопления, как бы ни были они велики, ничтожны по сравнению с расстоянием до него, а это значит, что все входящие в него звезды находятся на приблизительно одинаковых расстояниях от нас. Таким образом были измерены расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются космическими источниками рентгеновского излучения. Список литературы открыть
