Концепции современного естествознания 14 (стр. 26 из 57)
3. Структура и геометрия Вселенной
Открытия конца 70-х годов 20-го в. показали, что галактики в сверхскоплениях распределены не равномерно, а сосредоточены вблизи границ своего рода ячеек, т.е. Вселенная имеет ячеистую (сетчатую, пористую) структуру. Не пространственной моделью может служить кусок пемзы. В небольших масштабах вещество во Вселенной распределено неравномерно. В больших же масштабах она однородна и изотропна.
Космологические модели Вселенной. Модели Вселенной в разные времена были различными, но главная их особенность состояла в неизменности Мира в целом, т.е. это были стационарные модели. Основным доказательством этого была видимая неизменность звездного неба. Даже великий А. Эйнштейн, создавая в начале 20 в. общую теорию относительности, был уверен в стационарности Вселенной.
В 1922 г. молодой советский физик-теоретик Л.А. Фридман, анализируя космологические уравнения Л. Эйнштейна, пришел к выводу, что они допускают нестационарность Вселенной (расширение или сжатие). Согласно Фридману, существует два типа моделей: расширяющаяся и сжимающаяся Вселенная. Выбор их определяется величиной средней плотности материи во Вселенной относительно ее критического значения. По современным представлениям, rкр ~ 10-26кг/м. Если средняя плотность материи во Вселенной r < rкр , то это соответствует расширяющейся (открытой) Вселенной. При r < rкр галактики будут сбегаться, что соответствует сжимающейся (закрытой) Вселенной. В настоящее время средняя плотность оценивается равной 10-28кг/м, что означает, что наша Вселенная открытая и будет расширяться бесконечно. Таким образом, Вселенная представляется не только безграничной, но и пространственно бесконечной. В случае r < rкр , т.е. в закрытой Вселенной расширение рано или поздно сменилось бы сжатием и галактики стали бы сбегаться. Вселенная в этом случае являлась бы безграничной, но пространственно конечной, подобно сфере.
Контрольные вопросы
1. Как можно визуально отличить на небосводе планету Солнечной системы от звезды?
2. Перечислите важнейшие характеристики звезд.
3. Что характеризует диаграмма Герцшпрунга-Рессела?
4. Что такое «главная последовательность»?
5. К какому спектральному классу относится Солнце?
6. Что такое галактика? Что означает это слово в переводе с греческого?
7. Какую форму имеет наша галактика?
8. На какие основные типы подразделяются галактики по внешнему виду?
9. Что такое квазары, где они расположены?
10. Что такое Метагалактика?
11. В каком созвездии можно увидеть ближайшую к нам галактику?
12. Поясните термин «красное смещение».
13. Что такое «эффект Доплера»?
14. Запишите и объясните закон Хаббла.
15. Можно ли говорить о том, что вещество во Вселенной распределено равномерно …
16. а) на уровне сверхскоплений галактик,
17. б) в масштабах всей Вселенной?
18. В чем состоит суть нестационарных моделей Вселенной?
19. Какая физическая величина определяет судьбу нестационарной Вселенной?
20. Кто является автором нестационарной модели Вселенной?
Литература
1. Дж. Мэрион. Физика и физический мир. - М.: Мир, 1975. – 623 с.
2. Шкловский И.С. Вселенная, Жизнь, Разум. М.: Наука, 1980. – 285 с.
3. Дубнищева Т.Я. Концепции современного естествознания. - Новосибирск: ЮКЭА, 1997. – 834 с.
4. Дягилев Ф.М. Концепции современного естествознания. – М.: ИМПЭ, 1998.
5. Зигель Ю.А. Астрономическая мозаика. - М.: Наука, 1987. – 173 с.
6. Волков А.В. Впишите в хронологии слово «вечность». - Знание-Сила, 2000г., №1.
7. Волков А.В. Время прощаться с квазарами. - Знание-Сила, 2002г., №4.
Лекция 15. Мегамир, основные космогонические представления (III)
| 1. Эволюция звезд 2. Возникновение Вселенной. Теория Большого Взрыва 3. Антропный принцип Контрольные вопросы Литература |
1. Эволюция звезд
Известно, что самым распространенным элементом во Вселенной является водород. Второй по распространенности элемент – гелий (по числу атомов – 10% от распространенности водорода, по массе – до 30%). Однако лишь малая часть водорода и гелия содержится в звездах – основное их количество распределено в межзвездном и межгалактическом пространстве. Водород и гелий в межзвездном пространстве находятся, в основном, в атомарном состоянии и служат «исходным сырьем» для образования звезд.
Распределение газа в межзвездном пространстве неоднородно. Средняя плотность вещества в нашей Галактике – примерно 1 атом на 1 см3, но в отдельных областях эта плотность выше, т.е. наблюдаются флуктуации плотности, которые обусловлены хаотическим движением атомов в пространстве. Таким образом, плотность вещества в определенной области может существенно превысить среднюю. Если при этом количество вещества в данной области превосходит определенное критическое значение (приблизительно 1000 солнечных масс), то в этой области возникают сильные гравитационные поля, препятствующие разлету газо-пылевого облака – так называемой глобулы, стремящиеся сжать его до возможно меньших размеров, заставляя вещество падать к её центру облака. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако. Имеются многочисленные данные, подтверждающие предположение, что звезды образуются при конденсации облаков межзвездной пыли и газа.
Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится зародышем будущей звезды - протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц переходит в тепло. В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Дальнейшее сжатие протозвезды приводит к такому повышению температуры и давления, что становятся возможными термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Протозвезда «разгорается», становится настоящей звездой и «занимает свое место» на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. При этом силы тяготения, стремящиеся сжать вещество звезды, уравновешиваются силами внутреннего давления. Важную роль здесь играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, диаграммы Герцшпрунга-Рессела, а если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.
Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды. Таким образом, впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально на глазах.
Типичная звезда (подобная Солнцу) большую часть свой жизни медленно «перемещаясь» вдоль Главной последовательности, сжигая свой водород в термоядерной топке. Солнце, например, движется так уже 4,5 миллиарда лет, и будет оставаться на Главной последовательности еще примерно 5 миллиардов лет. Более массивные звезды эволюционируют намного быстрее.
Когда водород в центре звезды исчерпан, она сжимается, что приводит к увеличению температуры и началу другой термоядерной реакции – превращению гелия в углерод. При этом выделяется огромное количество энергии, и светимость звезды возрастает. Выделение энергии приводит к увеличению радиационного давления и, как следствие, к расширению внешних слоев звезды. В результате расширения вещество внешних слоев охлаждается, и излучение звезды становится все более красным, так что звезда резко смещается от главной последовательности. Расширение продолжается до тех пор, пока диаметр звезды не возрастет в 200-300 раз. Звезда при этом превращается в красного гиганта. Через пять с лишним миллиардов лет такая судьба ожидает Солнце. Вначале, все сильнее и сильнее разогреваясь, оно сожжет Землю, а затем, расширяясь, поглотит то, что от нее останется. Упрощенная диаграмма эволюции типичной звезды (эволюционный трек) приведен на рисунке 1.
По достижении стадии красного гиганта звезда эволюционирует дальше, и ее положение на диаграмме Герцшпрунга- Рессела сдвигается влево. Примерно через 1% времени жизни звезды она пересекает Главную последовательность. Солнце, например, совершит этот путь приблизительно за 100 млн. лет. В этот период у большинства звезд нарушается динамическое равновесие, и они начинают пульсировать. Это – так называемые цефеиды.
После стадии красного гиганта судьба звезды в значительной степени определяется ее массой М (см. схему на рисунке 2). Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,4 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик. По образному выражению …белый карлик «вызревает» внутри красного гиганта. После того, как последние запасы белого карлика будут израсходованы, он быстро охлаждается, становясь красным, а затем черным карликом.
Новые и сверхновые звезды. Когда в звезде с М < 1,4 МС израсходуются остатки ядерного горючего она так же, как и «легкая» звезда начинает двигаться вниз на H-R диаграмме. При этом выделение энергии и светимость звезды уменьшаются, однако, прежде чем произойдет значительное охлаждение звезды, она может пройти стадию неустойчивости, на протяжении которой происходят извержения вещества звезды в пространство. При каждом таком извержении происходит резкое увеличение светимости. Такие звезды называются новыми. Наиболее мощные взрывы называются Сверхновыми звездами. В нашей галактике вспышки Сверхновых были зафиксированы в 1054, 1572, 1604 годах. Кроме этого, обнаружено около 10 туманностей – остатков от вспышек Сверхновых, наиболее известной из которых является Крабовидная туманность в созвездии Тельца. В телескопы наблюдались многочисленные сверхновые в других галактиках.