Вселенная. Звезды. Основные характеристики звезд и их эволюция - Эволюция современного естествознания

Вселенная - это самая крупная материальная система; это весь существующий материальный мир, без граничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития.[1]

Происхождение Вселенной интересует людей с древнейших времен, но даже крупнейшие достижения современного естествознания не позволяют дать исчерпывающие ответы. Принято считать, что основные положения современной космологии - науки о строении и эволюции Вселенной - начали формироваться после создания в 1917 г. А. Эйнштейном первой релятивисткой модели, основанной на теории гравитации. Эта модель описывала стационарное состояние Вселенной, но последующие астрофизические наблюдения опровергли эту гипотезу.

В 1922 г. профессор Петроградского университета А. Фридман в результате решения космологических уравнений пришел к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии - она либо расширяется, либо сужается.

В 1924 г. американский астроном Э. Хаббл впервые измерил расстояние до ближайших галактик, а в 1929 г. он по красному смещению линий в спектре излучения галактик экспериментально подтвердил теоретический вывод Фридмана о расширении Вселенной.

Результаты наблюдений показывают, что скорость разбегания галактик увеличивается примерно на 75 км/с на каждый миллион парсек (1парсек = 3,3 световых года; световой год - это расстояние, которое проходит свет в вакууме за 1 земной год). Отсюда возраст Вселенной составляет около 15 млрд. лет. Предполагается, что изначально Вселенная представляла собой огромную ядерную каплю. По каким-то причинам она оказалась в неустойчивом состоянии и взорвалась. Это предположение лежит в основе концепции Большого взрыва.

Эта концепция предполагает, что расширение Вселенной происходило с одинаковой скоростью с момента ее образования. Существует также гипотеза пульсирующей Вселенной: Вселенная не всегда расширялась, а пульсирует между конечными пределами плотностей, то расширяясь, то сжимаясь, и тогда возраст Вселенной определить невозможно (рисунок 1).

По мере развития естествознания выдвигаются различные гипотезы о физических процессах на ранних стадиях развития Вселенной. Экспериментально подтверждение получила, выдвинутая в конце 40-х гг. 20 в., модель горячей Вселенной Г. Гамова. Согласно этой гипотезе в начальный момент расширения Вселенной протекали ядерные процессы в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось. Из этой модели следуют два вывода:

    1) вещество, из которого зарождались первые звезды, состояло в основном из водорода и гелия (3:1); 2) в космосе должно наблюдаться слабое электромагнитное излучение, сохранившее память о начальном этапе развития Вселенной, и поэтому названное реликтовым (оно было обнаружено в 1965 г.).

Часть Вселенной, доступная исследованию современными астрономическими средствами, называется Метагалактикой.

Вселенная состоит из галактик, отдельно стоящих звезд, планет, разреженного газа и космической пыли.

Главные составляющие Вселенной - это галактики - огромные звездные системы, содержащие десятки, сотни миллиардов звезд. Солнце вместе с планетной системой входят в галактику, наблюдаемую в форме Млечного пути. По форме и строению различают эллиптические, шаровые и неправильной формы галактики. Млечный путь относится к спиральным галактикам.

Звездам -- небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Солнце -- типичная звезда спектрального класса G. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звезд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности -- тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звезд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звезды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звезды имеют отрицательную теплоемкость

Основные звездные характеристики.

Светимость и расстояние до звезд.

Угловые размеры звезд очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Спектры звезд.

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение.

Температура и масса звезд.

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана.

Эволюция звезд.

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности - и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти. Таким образом, "сжигая" водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на "основной фазе" своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за "какие-то" десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, "безбедно" живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к "крепким середнякам".

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх - и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, - один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса - на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными "жизненного пространства" и начинают "сопротивляться" дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза - углерода, затем кремния, магния - и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо - это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени - некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, - свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, все вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра - и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов - иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Мир звезд необыкновенно разнообразен, в них сосредоточено более 90% наблюдаемого вещества, и хотя все звезды - раскаленные шары, которые светятся собственным светом, их физические характеристики различаются весьма существенно.

В зависимости от размера выделяют звезды-гиганты и сверхгиганты (больше Солнца в миллионы и миллиарды раз); нормальные звезды; звезды-карлики (меньше Солнца и даже Земли; нейтронные звезды (диаметр 20-30 км, но с огромной плотностью вещества; были обнаружены в 1967 г. по необычному импульсному радиоизлучению).

В зависимости от температуры поверхности различают:

    - 3-4 тыс. градусов - красные; - 6 тыс. градусов - желтые; - 12 тыс. градусов - белые и голубоватые.

Похожие статьи




Вселенная. Звезды. Основные характеристики звезд и их эволюция - Эволюция современного естествознания

Предыдущая | Следующая