Модель Большого Взрыва и расширяющейся Вселенной. Происхождение и развитие галактик и звезд

     Глава 3. Происхождение и развитие галактик и звезд 

   Небесные  тела находятся в непрерывном  движении и изменении. Десятки тысяч  лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды  лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и  галактик. Когда и как именно они  произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется космогонией.

   Современные научные космогонические гипотезы – результат физического, математического  и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. В космогонических  гипотезах в значительной мере находит  свое отражение общий уровень  развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти  гипотезы. Подтверждаются те гипотезы, которые не только могут объяснить  известные из наблюдений факты, но и  предсказать новые открытия.

   Звезды  возникали в ходе эволюции галактик. 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. Поиски протозвезд (и протогалактик) сейчас ведутся на многих обсерваториях.

   Одно  из основных отличий протозвезды  от звезды заключается в том, что  в протозвезде еще не происходят термоядерные реакции, то есть в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протзвезды температура ее недрах станет порядка 10⁷ К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа теперь уже может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды.

   Стадия  сжатия звезд, массы которых значительно  больше массы Солнца, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а  звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при  большей температуре достигается равновесие. Поэтому у массивных звезд большие светимости.

   Стадию  сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей  жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются  на главной последовательности диаграммы  “спектр – светимость”. Таких  звезд больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так  как от этого зависит запас  ядерного горючего, и обратно пропорционально  светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку  светимость звезды пропорциональна  примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды, массы которых  в несколько раз больше массы  Солнца, эволюционируют быстрее. Они  находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу – миллиарды  лет.

   Когда весь водород в центральной области  звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а  в слое, прилегающем к очень  горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься  и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 * 10⁷ К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элементов). Светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Многие звезды не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид.

   Заключительный  этап жизни звезды, как и вся  ее эволюция, решающим образом зависит  от массы звезды. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что многие звезды превращаются в белых карликов, которые затем постепенно остывают, становясь “потухшими звездами”.

   Иная  судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое  превышает массу Солнца, то такие  звезды на последних этапах своей  эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые  образовались внутри звезды и во время  ее взрыва), а затем катастрофически  сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.

   Внутри  звезд в ходе термоядерных реакций  может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической  системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений.

   Если  масса звезды вдвое превышает  массу Солнца, то такая звезда, потеряв  равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в черную дыру. Такое название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не выпускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). Поэтому черную дыру нельзя увидеть ни в каком диапазоне электромагнитных волн.

   Дальнейшее  развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о  происхождении галактик и звезд  окажутся правильными. Но нет сомнения в том, что звезды рождаются, живут, умирают, а не есть однажды созданные  и вечно неизменные объекты Вселенной; звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Список  использованной литературы 
 

Климишин И.А. Открытие Вселенной. –М., 1987.

Новиков И.Д. Как  взорвалась Вселенная. –М., 1988.

Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. –М., 1990.

Полак И.Ф. Как устроена Вселенная. –М., 1979.

Левитан Е.П. Эволюционирующая Вселенная. –М..1993.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной. –М., 1983.

Для подготовки данной работы были использованы материалы  с сайта http://referat2000.bizforum.ru/