2 Концепции совр ...

Вселенной присуща структурность, которая является результатом космической эволюции. В результате эволюции из протогалактик образовались галактики, из протозвезд – звезды, из протопланетного облака – планеты. Вселенная образована огромным количеством галактик.

 Галактика (от греч. - молочный, млечный) -  звездная система, образованная звездами различных типов, звездными скоплениями, газовыми, пылевыми туманностями. Галактика - гравитационно-связанная система  из звезд, звездных скоплений, межзвездного газа и пыли, и темной материи.  Все объекты галактики движутся относительно общего центра масс. Центр масс - это геометрическая точка, характеризующая движение системы частиц как единого целого. Вследствие удаленности галактик свет от входящих в них миллиардов звезд сливается, создавая впечатление светящегося туманного вещества, поэтому галактики получили название туманностей.

Предположения о множественности галактик высказывались еще в середине VIII в., но только в первой части 20 века было доказано существование «островных Вселенных» благодаря работам  американских астрономов Г. Кертиса и Э. Хабба.

 Классификация галактик по Хабблу

 

Невооруженным глазом можно рассмотреть туманность Андромеды в северном полушарии,  Большое и малое Магеллановы облака, которые видны в Южном полушарии.

1. Среднее расстояние между галактиками -  2 млн световых лет

2. скорость движения галактик — около 1000 км/с.

3. для прохождения расстояния до ближайшей галактики-соседки требуется около 1 млрд лет,

4. расстояние измеряется в мегапарсеках,

5.   возможность столкновения любой галактики с себе подобной галактикой не исключена. Галактики могут взаимодействовать  между собой и  славятся «хищными» нравами, пожирающими своих соседей (галактики- каннибалы). Наша галактика может через несколько миллиардов лет поглотить своих спутников, а затем может быть поглощена соседкой Андромедой.

Галактик — миллиарды, (примерно 200 миллиардов)  и в каждой из них насчитываются миллиарды звезд.

Центральной частью галактики является ядро, в котором сосредоточена ее основная масса. Ядро служит центром гравитации, по-видимому это объект вроде черной дыры.

Галактики образуют метагалактику (Вселенную), размеры которой оцениваются в 15-20 млрд световых лет, а возраст — в 13-15 млрд лет.

 Некоторые галактики излучают радиоволны с потрясающей мощностью. Предполагают, что в них существует магнитное поле, тормозящее движение находящихся там элементарных частиц, а это вызывает радиоизлучение.

Галактики различаются по форме: спиральные, эллиптические, шаровые, неправильные

 

Балдж - вздутие

Ближайшая к нам большая галактика — наблюдаемая в созвездии  Андромеды туманность — Туманность Андромеды. Это спиральная галактика, находящаяся от нас на  расстоянии около 2 млн световых лет. Она была открыта в 1917 г. как первый внегалактический объект. В 1923 г. путем спектрального анализа в этом объекте были обнаружены звезды и таким образом доказана его принадлежность к другой галактике.

Туманность Андромеды

 

Туманность Андромеды имеет спутники эллиптической или шаровидной формы — более мелкие галактики. Еще одна спиральная галактика находится в созвездии Треугольника. По размерам она меньше Туманности Андромеды и не имеет спутников.

Галактики образуют группы галактик. Таких групп во Вселенной  множество, они могут быть малыми и большими. Так, огромное облако, наблюдаемое в созвездии Девы, состоит из сотен галактик. Туманность Андромеды, галактика в созвездии Треугольника и наша Галактика образуют группу галактик – Местное скопление

Наша Галактика —  это звездная система, в которую входят все звезды, видимые в созвездиях, и все звезды Млечного Пути, а также газовые и пылевые туманности.

Пылевые туманности —  облака в межзвездном пространстве, образованные очень мелкой космической пылью.

 Космическая пыль препятствует прохождению света от звезд, поглощая его. В большей степени поглощается коротковолновая, сине-зеленая часть спектра, поэтому свет звезд становится более желтоватым и даже красноватым. Космическая пыль является существенной помехой для исследований, поскольку она искажает свет звезд, ослабляет их блеск, а более далекие из них делает совсем невидимыми. Полагают, что в малой доле космическая пыль образуется от столкновения и разрушения мелких твердых тел, но в своей основной массе она возникает, вероятно, вследствие сгущения межзвездного газа.

Межзвездный газ был обнаружен по линиям поглощения в спектрах звезд. В его состав входит преимущественно водород, в меньшей степени — гелий; содержание азота и других легких газов небольшое. Межзвездный газ в крайне низких концентрациях имеется в большей части межзвездного пространства, а в отдельных местах образует скопления — газовые туманности.

Наша Галактика  называется Млечный Путь. Млечный Путь опоясывает все небо как гигантская светящаяся лента. Это довольно большая галактика, имеющая диаметр около 100 тыс. свет, лет и включающая в себя более 100 млрд звезд, в том числе Солнце. Полная масса Галактики равна 150 млрд солнечных масс.

 

У нашей галактики имеются спутники Это Большое и Малое Магеллановы Облака.  Расстояние до них оценивается в 120 тыс. световых лет, а размеры этих галактик составляют 26 и 17 тыс. световых лет.

 

 Из-за облаков пыли, ослабляющих свет далеких звезд, очень трудно выяснить подробности строения Галактики. Установлено, что Наша Галактика имеет спиральное строение. Из ее ядра выходят две (возможно, более), спиральные ветви. Они состоят из звезд, газовых и пылевых туманностей и закручиваются вокруг ядра. Расположение спиральных ветвей точно пока не выяснено, но Солнце находится между спиральными ветвями, а самые горячие и яркие звезды группируются в звездных облаках, непосредственно образующих спиральные ветви.

 

Неправильная галактика

 

Много неясного связано с ядром Галактики. Размеры ядра  4000 световых лет. Ядро является источником очень мощного излучения. Однако на звездном небе ядро Галактики не видно, поскольку заслонено облаками космической пыли, через которые его свет не доходит до нас. Ядро можно наблюдать, только применяя особые способы фотографирования. Вокруг ядра Галактики все  звезды вращаются с разной скоростью. Скорость движения Солнечной системы вокруг центра Галактики — около 250 км/с. На один оборот ей требуется примерно 200 млн лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики — около 30 тыс. световых лет, а до ее края — несколько меньше. Чем ближе к краю Галактики, тем разреженнее звезды.

 

 Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики – на расстоянии 8 кпк (около 26 000 световых лет). Центр Галактики находится в созвездии Стрельца.

Галактика Веретено

 

Галактика «Сомбреро». Спиральная Галактика в созвездии Девы на расстоянии 28 млн. световых лет от Земли. Получила свое название благодаря выступающей центральной части и ребру из темного пылевого вещества.

 

На современном этапе эволюции Вселенной вещество в ней находится преимущественно в звездном состоянии. Звезды - самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов. Спектральный анализ - астрофизический метод, изучающий химический состав светил с помощью исследования их спектров.  Изучение спектров звезд позволило сделать вывод о том, что они  состоят из атомов тех же химических элементов, что и все тела па Земле. В составе звезд преобладают водород (около 50% по массе) и гелий (около 40%). Атомы остальных химических элементов встречаются почти в таком же соотношении, как и на Земле. Вещество звезд представляет собой раскаленный газ. С учетом того, что масса звезд гораздо больше массы планет, понятно, что подавляющее большинство вещества Вселенной находится в состоянии раскаленного газа. При этом очень малая его доля находится в твердом и жидком состоянии, а живое вещество, даже если у многих звезд имеются обитаемые планеты, составляет ничтожную часть.

 Согласно современным представлениям, звезды светят вследствие того, что в их недрах происходят ядерные реакции: водород превращается в гелий, в результате чего и освобождается атомная энергия. Поскольку содержание атомов водорода в звездах велико, за счет таких преобразований большинство звезд может излучать энергию. Вследствие происходящих атомных превращений постепенно меняется их химический состав, что может служить указанием на направления звездной эволюции.

Впечатление о бесчисленности звезд, видимых невооруженным  глазом, ошибочно. В безлунную ночь в ясную погоду на небе видно всего лишь 3000 звезд. Мерцание звезд усиливает впечатление об их бесчисленности — одни и те же звездочки кажутся то ярче, то слабее из-за того, что между ними и нами протекают струйки воздуха различной плотности. Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни общества — необходимостью ориентирования при путешествиях, создания календаря, определения точного времени. Еще в глубокой древности звездное небо было разделено на созвездия.

Созвездия - участки, на которые разделяют звездное небо по фигурам, образуемым яркими звездами. Всего насчитывается 88 созвездий, ими пользуются для ориентировки па звездном небе. Принадлежность звезды к одному созвездию — это их видимая, или перспективная, близость. На самом деле звезды, причисляемые к одному созвездию, находятся на самых различных расстояниях от нас.

Наблюдаемые на небе звезды характеризуются различным блеском, интенсивность которого определяется звездной величиной.

 

Звездная величина - принятая в астрономии единица измерения видимого блеска звезд и других небесных тел. Чем слабее светится звезда, тем больше число, обозначающее ее звездную величину. Самые яркие назвали звездами первой величины. Самые слабые из  видимых невооруженным глазом относят к звездам шестой величины. Звезды первой величины ярче звезд шестой величины в 100 раз. В бинокль видны звезды восьмой-девятой величин, а в телескоп — еще более слабые. Звезд первой величины па всем небе около 20. Звезд второй величины, таких, как главные звезды созвездия Большой Медведицы, — около 70. Всего видимых звезд, то есть звезд шестой величины и ярче, около 6000. Учитывая, что над горизонтом видна только половина всего неба, одновременно наблюдать можно максимально около 3000 звезд.

Звездная величина не имеет прямого отношения к действительной интенсивности испускаемого звездой излучения. Истинная сила света  звезды характеризуется светимостью. Светимость определяется как отношение силы света звезды к силе света Солнца. Зная расстояние до звезды и ее видимый блеск с Земли, вычисляют, каким был бы блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии Солнца. Отношение такого предполагаемого блеска звезды к блеску Солнца характеризует ее светимость. Если светимость звезды равна 5, то это значит, что она в 5 раз ярче Солнца. Если светимость обозначается 0,2, то такая звезда в 5 раз слабее Солнца.

Число звезд большой светимости среди звезд, видимых невооруженным глазом, непропорционально велико, так как такие звезды видны па больших расстояниях. На самом деле звезды большой светимости в окрестностях Солнца встречаются гораздо реже, а звезды с меньшей светимостью - чаще. Из 20 ближайших к нам звезд только 3 видны невооруженным глазом, а из 20 звезд, кажущихся нам яркими, только 3 входят в число ближайших.

Наблюдаемые с Земли звезды различного цвета: голубоватые, белые, желтые, оранжевые и красные. Цвет звезд соответствует температуре их поверхности:

1. голубоватые звезды самые горячие — температура на их поверхности составляет десятки тысяч градусов,

2. белых звезд — порядка 10³ К,

3. желтых (как наше Солнце) — около 6000 К,

4. красных — 3000 К и ниже.

По направлению к центру звезды температура повышается и в центре достигает миллионов и десятков миллионов градусов.

Звездный мир чрезвычайно многообразен. Различают несколько  видов звезд: это гиганты и карлики, одиночные, двойные и кратные, переменные и новые.

Звезды-гиганты — огромные звезды, в миллионы раз больше Солнца по объему. Такие звезды встречаются редко. Самые большие звезды называются сверхгигантами. Так, сверхгигант Антарес в созвездии Скорпиона по диаметру в 450 раз больше Солнца, а оно больше Земли в диаметре в 109 раз.

Звезды-карлики, напротив, имеют относительно небольшие размеры.

В зависимости от цвета  звезды различают красные и белые карлики. Красные карлики меньше  Солнца но диаметру примерно в 10 раз. Считают, что именно они составляют большую часть звезд. Белые карлики имеют еще более мелкие размеры и встречаются редко.

 Звезды сильно различаются по плотности: чем больше звезда, тем меньше ее плотность. Так, у звезд-гигантов плотность газов, из которых они состоят, очень мала - в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов в 30 раз больше плотности  воды. Средняя плотность Солнца в 1,4 раза больше плотности воды.

Двойные звезды  — системы, состоящие из двух звезд, каждая из которых обращается вокруг их общего центра тяжести. Обычно более яркую звезду в паре называют главной, а другую - ее спутником. Ярчайшая звезда неба Сириус - двойная. Спутник этой звезды - белый карлик - обращается вокруг главной звезды за 50 лет и отстоит от нее в 20 раз дальше, чем Земля от Солнца.

Сириус - звезда из созвездия Большого Пса, которое находится в южном полушарии. Сириус – далеко не самая крупная звезда, которую можно наблюдать, хотя ее яркость намного превышает солнечную. Причины столь хорошей видимости Сириуса в том, что эта звезда находится всего в десяти световых лет от Солнечной системы. Сириус – звезда южного полушария.  В Риме узнавали наступление весны Сириуса. Сириус входит в созвездие Большого Пса и поэтому   звезду называли Собачьей, а по-латыни же собака «канис». Каникулами – собачья пора

Второй звездой по яркости является другое светило южного полушария - Канопус. Эта звезда гораздо ярче и крупнее, чем Сириус, но находится в трехстах световых лет от солнечной системы, что сводит всю ее яркость для землян на нет. Можно увидеть Канопус в Туркмении.

Альфа Центавра – не только третья по яркости звезда ночного неба, но и еще самая близкая. Ее удаленность от Солнечной системы - всего лишь около четырех световых лет. Сама же Альфа Центавра по своим характеристикам напоминает Солнце, но является более древней звездной системой.  

Арктур – одна из немногих звезд северного полушария, которая может потягаться в яркости со звездами юга. Этот красный гигант в сто десять раз ярче солнца, а находится он в сорока световых лет от солнечной системы. В России Арктур можно наблюдать на протяжении всего года, но виден он и в южном полушарии.

Вега – это третья по яркости звезда в северном полушарии. Ее можно наблюдать круглый год, хотя лучше всего для этого подходит лето. Особенностью данной звезды является то, что она была взята за основу, когда создавалась шкала яркости небесных тел. Все звезды ярче Веги имеют отрицательное значение яркости, а все звезды тусклее – положительное.

ВЕГА В созвездии Лира Северное полушарие

 

 

 Среди двойных звезд различают так называемые спектрально-двойные звезды - тесные пары звезд, которые нельзя увидеть раздельно при помощи современных оптических средств. Двойственность их обнаруживается по периодическим смещениям линий в спектрах.

Системы, состоящие из трех, четырех или более звезд, называются кратными звездами. Кратные звезды встречаются значительно реже, чем двойные.

Ближайшая к нам звезда альфа-Центавра, видимая в Южном полушарии  Земли, в действительности представляет собой систему, которая состоит из двух главных звезд, очень сходных с нашим Солнцем. Период их обращения почти 80 лет, а среднее взаимное расстояние в 23 раза больше расстояния от Земли до Солнца. У этих двух звезд есть спутник — красный карлик. Таким образом, альфа-Центавра — тройная звезда.

Переменные звезды —  звезды, блеск которых со временем меняется. Параллельно с изменением блеска меняются их цвет и температура, а иногда и размеры.

 Причиной переменности может являться периодическое затмение  одной звезды другой. Но гораздо чаще происходят действительные изменения размеров и температур звезд: они сжимаются и расширятся — пульсируют. Промежутки между моментами наибольшего сжатия или расширения у одних переменных звезд составляют годы, у других — только часы.

 В зависимости от характера изменения блеска и причин, его вызывающих, переменные звезды подразделяются на различные типы. Затменные переменные звезды —  очень тесные двойные звезды, плоскость орбиты которых проходит через луч зрения. При обращении вокруг общего центра тяжести обе звезды попеременно закрывают друг друга, так что общий блеск системы во время затмений ослабевает.

 Другой разновидностью переменных звезд являются цефеиды. Их так называют по типичной представительнице этого класса звезд звезде 5 в созвездии Цефея. Все цефеиды являются звездами-гигантами и сверхгигантами. Изменение блеска у них происходит строго периодически. Открытие зависимости между периодом изменения блеска у цефеид и их светимостью дало возможность определять расстояние до очень далеких звездных систем, если в них имеются цефеиды.

 Цефеиды — пульсирующие звезды. Пульсирует, расширяясь и сжимаясь, все тело звезды. При сжатии ее происходит нагревание, а при расширении — охлаждение. Изменение размера и температуры поверхности звезды и вызывает колебания ее излучения.

Новые звезды -  звезды, излучение которых внезапно увеличивается в тысячи раз, а затем медленно уменьшается. Это некоторые красные карлики. Изменения, происходящие в звезде за время вспышки, столь велики, что за несколько суток небольшая звезда-карлик превращается в гиганта. Блеск ее увеличивается более чем в 10 тыс. раз. От нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. В наибольшем своем блеске раздувшаяся оболочка больше нашего Солнца по диаметру в сотни раз. Новая звезда в большом блеске остается недолго, обычно около суток, затем ее блеск начинает ослабевать и звезда вновь сжимается до прежних размеров.

 Исследованиями установлено, что в нашей Галактике ежегодно  происходит около 100 вспышек новых звезд, но мы замечаем лишь ближайшие из них. Вспышка не означает возникновения или уничтожения звезды. Через некоторый промежуток времени эта же звезда может вспыхнуть вновь. Вспышки являются следствием нарушения устойчивости звезды, вызванного внутренними причинами. Сущность этих причин пока не выяснена. Иногда в нашей и других галактиках наблюдаются вспышки сверхновых звезд. При таких вспышках звезды излучают свет в миллионы и в сотни миллионов раз интенсивнее, чем Солнце. Сверхновые звезды — явление крайне редкое. Последней сверхновой звездой, наблюдавшейся в нашей Галактике, была звезда, которую наблюдал Кеплер в 1604 г. Таким образом, даже в таких гигантских звездных системах, как наша, вспышка сверхновой звезды  бывает один раз в несколько столетий.

 Согласно расчетам, допускают, что в ряде случаев в результате вспышки сверхновой остаток звездной массы катастрофически сжимается и звезда превращается в быстро вращающуюся нейтронную. Нейтронные звезды - предполагаемые звезды, состоящие из нейтронов. Они чрезвычайно плотные и очень малы — имеют в поперечнике около 10 км.

Различают невидимые космические объекты, которые посылают огромное невидимое пульсирующее радиоизлучение, - пульсары. Пульсары - точечные источники радиоизлучения, испускающие импульсы с очень коротким периодом. Возможно, пульсары представляют собой нейтронные звезды.

 Звезды имеют огромные различия по размеру и плотности. Массы  же звезд не отличаются так значительно и колеблются в пределах от 0,1 до нескольких десятков солнечных масс. Однако непосредственно массы звезд могут быть определены лишь у двойных звезд. Изучение масс двойных звезд показало, что между массами и светимостью звезд существует некоторая зависимость. В среднем светимость большинства звезд пропорциональна их массе в степени 3,3. Это соотношение позволяет определять массы звезд косвенно, по их светимости.

 Предполагают, что многие звезды окружены планетами. Вследствие дальности расстояния пока еще не удается непосредственно увидеть планеты около других звезд даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчеты.

 Около некоторых ближайших звезд уже обнаружены невидимые спутники малой массы. Их вычислили по еле заметным движениям  звезд под действием притяжения их невидимым спутником. Пока еще с достоверностью не установлено, являются ли эти спутники планетами или же крайне слабо светящимися маленькими звездами. Однако есть все основания предполагать, что наша планетная система не является исключительным явлением в мировом пространстве. На планетах, окружающих другие звезды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

 В результате астрономических исследований для множества звезд точно определены положение на небе, их звездная величина, а также другие характеристики. По имеющимся сведениям составлены звездные каталоги, в которые занесено около миллиона звезд. По установленным положениям звезд на небе составляются карты звездного неба. Известно, что звезд ярче 21-й звездной величины около 2 млрд.  Одна из них — Солнце.

Звёздная эволюция  – последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни.  Изменения оказываются весьма значительными.

 

Планетные системы состоят из звезд, планет и их спутников, астероидов, метеороидов, комет и космической пыли. Наша планетная система вместе с Солнцем образует Солнечную систему.

В настоящее время проблема происхождения Солнечной системы остается открытой.

 

Гипотезы ее возникновения следующие:

Планеты Солнечной системы сформировались путем объединения твердых, холодных тел и частиц, входящих в состав туманности, которая когда-то окружала Солнце.

Спутники планет образовались из роя частиц, окружавших планеты.

Орбиты всех планет являются почти круговыми и лежат в одной плоскости, совпадающей с экваториальной плоскостью Солнца. Общая масса всех планет Солнечной системы составляет всего 2% от массы Солнца.

 

Гипотезы  происхождения Солнечной системы.

Гипотеза Канта - Лапласа. Согласно естественнонаучным взглядам философа И. Канта, орбитальное движение планет возникло «после нецентрального удара частиц как механизма возникновения первичной туманности» (ошибочное предположение, так как движение могло начаться только при косом ударе туманностей). Он считал причинами, противодействующими стремлению к «равновесию», химические процессы внутри Земли, которые зависят от космических сил и проявляются в виде землетрясений и вулканической деятельности (1755 г.). П. Лаплас - французский ученый-физик, разделяя взгляды Канта  в этот же период, исходил из предположения о горячей медленно вращающейся туманности, которая по мере охлаждения сжималась. По закону сохранения момента импульса, при этом росла скорость вращения, и центробежные силы отрывали от нее кольца. Материя в этих кольцах сжималась под действием тяготения, формируя компактные тела.

Приливная гипотеза. В XX в. американские астрофизики Т. Чемберлен и Ф. Мультон рассмотрели идею встречи Солнца со звездой, вызвавшей приливной выброс солнечного вещества (1906 г.), из которого и образовались планеты. С. Аррениус - американский астрофизик, допустил и прямое столкновение Солнца со звездой (1913 г.). Предполагается, что в результате появилось некое волокно, распавшееся при вращении на части - основу планет.

Еще один американский астрофизик - Дж. Джинс - предположил  (1916 г.), что какая-то звезда прошла неподалеку от Солнца и вызвала «приливные выступы», принявшие форму газовых струй, из которых и возникли планеты.

Гипотеза захвата Солнцем межзвездного газа. Ее предположил шведский астрофизик X. Альфен (1942 г.). Атомы газа ионизировались при падении на Солнце и стали двигаться по орбитам в его магнитном поле, поступая в определенные участки экваториальной плоскости.  Академик-астрофизик В. Г. Фесенков (1944 г.) предположил, что  образование планет связано с переходом от одного типа ядерных реакций в глубинах Солнца к другому.

 Астроном и математик Дж. Дарвин и математик А. М. Ляпунов  (40-е г. XX в.) рассчитали независимо друг от друга фигуры равновесия вращающейся жидкой несжимаемой массы.

 Согласно взглядам О. Струве - английского астрофизика (40-е гг. XX в.), быстро вращающиеся звезды могут выбрасывать вещество в плоскости своих экваторов. В результате этого образуются газовые кольца и оболочки, а звезда теряет массу и момент количества движения.

Кометная гипотеза происхождения планет Солнечной системы. Эту популярную ныне гипотезу предложил А. А. Маркушевич (1992 г.). Сводится она к следующему. В газопылевой туманности, имеющей вид дискообразного вращающегося облака и состоящей из мелких пылевидных железосиликатных частиц и газов - воды и водорода, при понижении температуры газы намерзали на пылинки, увеличивая их размер. Возникал состав, свойственный составу комет. Частицы сталкивались между собой, большие по объему концентрировались в центре туманности, а меньшие оттеснялись па периферию, дав начало планетам. Шло укрепление и разрастание образующихся тел - астероидов, комет, планет. При образовании планет происходила аккреция (стяжение кометной массы), выделялась теплота, которая разогревала центр сгустка до расплавленного состояния и расслаивала водородную оболочку и железосиликатное ядро, которое позже расслоилось па железоникелевое ядро и силикатную оболочку, не позволявшую рассеиваться теплоте в космическом пространстве. Так планеты приобрели почти сферическую форму.

 

 

Планеты Солнечной Системы - сравнительные характеристики