Предмет, задачи и методологическая основа ксе (стр. 3 из 5)
36.концепция горячей Вселенной
Физическая теория эволюции Вселенной, в основе которой лежит предположение о том, что до того, как в природе появились звезды, галактики и другие астрономические объекты, вещество представляло собой быстро расширяющуюся и первоначально очень горячую среду. Предположение о том, что расширение Вселенной началось с "горячего" состояния, когда вещество представляло собой смесь различных взаимодействующих между собой элементарных частиц высоких энергий, было впервые выдвинуто Г.А.Гамовым в 1946 г. В настоящее время Г.В.Т. считается общепризнанной, Двумя самыми важными наблюдательными подтверждениями этой теории является обнаружение реликтового излучения, предсказанного теорией, и объяснение наблюдаемого соотношения между относительной массой водорода и гелия в природе
37.первые три минуты
38.основные положения космогонии
39.рождение звезды
Формирование звезды — процесс, которым плотные части молекулярных облаков коллапсируют в шар плазмы, чтобы сформировать звезду.
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.
По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.
При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.
Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа
40.эволюция звезды
Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла[1]. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
41.белые карлики
Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.
Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100[1] и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³[1], что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют по разным оценкам 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.
Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астрономаВасилия Фесенкова, , что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд. Эти предположения полностью подтвердились.
42.нейтронные звезды
Нейтро́нная звезда́ — астрономическое тело, один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.
Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра. Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самая массивная нейтронная звезда из открытых Vela X-1 имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс.
43.черные дыры
Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).
Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:
,где c — скорость света, M — масса тела, G — гравитационная постоянная.
Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое[1]из которых было получено Карлом Шварцшильдом . Точный изобретатель термина неизвестен, но само обозначение было. Ранее подобны объекты называли «коллапсары» , а также «застывшие звёзды.
Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр, но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей. Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс[5]. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных[5], а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.
44.общая характеристика млечного пути
Мле́чный Путь— неярко светящаяся диффузная белесая полоса, пересекающая звёздное небо почти по большому кругу, северный полюс которого находится в созвездии Волос Вероники; состоит из огромного числа слабых звёзд, не видимых отдельно невооружённым глазом, но различимых порознь в телескоп или на фотографиях, снятых с достаточно высоким разрешением.
Видимая картина Млечного Пути — следствие перспективы при наблюдении изнутри огромного, сильно сплюснутого скопления звёзд Галактикинаблюдателем, находящимся вблизи плоскости симметрии этого скопления. «Млечный Путь» — также традиционное название нашей Галактики. Яркость Млечного Пути в различных местах неравномерна. Полоса Млечного Пути шириной около 5-30° имеет на вид облачное строение, обусловленное, во-первых, существованием в Галактике звёздных облаков или сгущений и, во-вторых, неравномерностью распределения поглощающих свет пылевых тёмных туманностей, образующих участки с кажущимся дефицитом звёзд из-за поглощения их света.