Мегамир. Основные космогонические представления

Концепции современного естествознания
Лекция 14. Мегамир. Основные космогонические представления  (II)

1. Звезды, их характеристики, источники энергии 2.  Галактики. Закон Хаббла 3. Структура и геометрия Вселенной Контрольные вопросы Литература

1. Звезды, их характеристики, источники энергии

 Более 90% видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд и процессов, протекающих в них, можно считать 1926 год - год выхода в свет книги А. Эддингтона «Внутреннее строение звезд».

Астроном - наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего солнца позволяет реально наблюдать процессы, происходящие на поверхности звезды. В отличие от планет, из-за огромных расстояний, атмосферных флуктуаций, т.е. нарушения однородности и спокойствия атмосферы и других причин нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Получается «ложное» изображение звезды, угловые размеры которой редко бывают меньше одной секунды дуги, а должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги. Поэтому звезда даже в самый большой телескоп не может быть полностью изучена. Можно измерять только потоки излучения от звезд в разных  участках спектра.

Характеристики звезд. Основными характеристиками звезд являются:

· масса,
· радиус,
· абсолютная величина, характеризующая ее светимость,
· температура,
· спектральный класс.

Одна из основных характеристик звезды - светимость определяется, если известна видимая величина и расстояние до нее.

Очень важную информацию о звездах, об их химических свойствах, температуре дает изучение спектров звезд. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. 

В 1900 г. американский астроном Пикеринг ввел понятие спектрального класса звезды. Спектральные классы звезд обозначаются буквами  латинского алфавита O, В, А, F, G, К, М (знающие английский могут их легко запомнить с помощью шутливой мнемонической фразы: “O, Be A Fine Girl, Kiss Me”). Позднее перед классом А был добавлен класс W, а в конце добавлены дополнительные классы R, N, S. Эта система оказалась недостаточно точной, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей – подклассов (например: наше Солнце –это звезда класса G подкласса 2). Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности. Таким образом, Солнце, по сравнению с классами O, В, А, F имеет «небольшую» температуру, но в своем классе G – оно является довольно горячей звездой.  По цвету звезды можно оценить ее температуру. Так, звезды красного цвета (М) имеют температуру поверхности около 4000 К.  Оранжевые звезды имеют более высокую температуру. Желтое солнце (G) нагрето уже до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тыс. К видятся нам белыми и голубыми. Температуры звезд спектрального класса О достигают 40000 - 50000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует и ее температуру.

Очень важными характеристиками звезды являются ее радиус и масса. Масса оценивается обычно в долях от массы Солнца, например, 1,2 Мс, т.е. в 1,2 раза больше массы Солнца.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. В 30-е годы 20-го века Герцшпрунг и Рессел обнаружили, что абсолютная величина звезды (светимость) и ее температура (спектр) определенным образом связаны между собой, т.е. если в системе координат «спектр – светимость» обозначать точками звезды с конкретными значениями этих величин, они будут ложиться на координатную плоскость в определенном порядке. Такое графическое представление зависимости абсолютной величины звезды или ее светимости от температуры или спектра получило название диаграммы Герцшпрунга-Рессела, или H – R –диаграммы (см. рис. 1).

Источником энергии звезд типа солнца является так называемая протон-протонная реакция – термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, которая протекает при высоких температурах (порядка 1013К). При таких температурах атомы теряют свои электронные оболочки и протоны (ядра водорода), благодаря так называемому туннельному эффекту, сталкивается с другим протоном, преодолевая силы кулоновского отталкивания – потенциальный энергетический барьер, окружающий его. При столкновении один из протонов превращается в нейтрон и, таким образом, рождается ядро тяжелого водорода – дейтерия с высвобождением позитрона е+ и нейтрино n:

Н1 + Н1 ® D2 + e+ + n.

Далее, ядро дейтерия, соединяясь с протоном, образует ядро легкого изотопа гелия и гамма квант g:

D2 + H1 ® He3 + g .

Окончательная реакция – слияние ядер легкого гелия и высвобождение двух протонов:

Не3 +Не3 ® Не4 + Н1 + Н1

К началу документа

2. Галактики и метагалактики

Понятие «галактика» в современном языке обозначает огромную звездную систему. Происходит оно от греческого слона «молоко, молочный» и было введено в обиход для обозначения нашей звездной системы. Она, как известно, видится нам как тянущаяся через все небо светлая полоса с молочным оттенком и названная поэтому «Млечный Путь». Именно в Млечном Пути сосредоточено подавляющее число звезд нашей Галактики, вот почему часто говорят: наша Галактика — это Млечный Путь. Число звезд в ней - несколько сотен миллиардов, т.е. порядка триллиона (1012). Она имеет форму диска с утолщением в центре (см. рис. 2).

Диаметр самого диска, т.е. диаметр нашей Галактики равен приблизительно 1021м, масса Галактики -  ~ 1042 кг. Рукава Галактики имеют спиральную форму, т.е. расходятся по спиралям от ядра. В одном из рукавов на расстоянии около 31020 м от ядра находится Солнце, расположенное вблизи плоскости симметрии. Самые многочисленные звезды в нашей Галактике — это карлики (массой примерно в 10 раз меньше массы Солнца). Кроме одиночных звезд и их спутников (планет), есть двойные и кратные звезды и целые звездные скопления. движущиеся как единое целое (например, звездное скопление Плеяды). Их открыто в настоящее время более 1000. Шаровые скопления содержат красные и желтые звезды-гиганты и сверхгиганты. Кроме этого, в галактике есть туманности, состоящие в основном из газа и пыли. Межзвездное пространство заполнено полями (электромагнитным и гравитационным) и разреженным межзвездным газом. Галактика вращается вокруг своего центра, причем угловая и линейная скорость с увеличением расстояния от центра изменяются. Линейная скорость движения Солнца вокруг центра Галактики равна 250 км/с, что  практически соответствует максимальной линейной скорости звезд. Полный оборот по своей орбите Солнце делает примерно за 200 миллионов лет (2 • 108 лет). Этот период называется галактическим годом.

В начале 20-го в. было доказано, что кроме нашей Галактики существуют и другие, также состоящие из миллиардов звезд. В совокупности они образуют нашу вселенную, или Метагалактику. Одна из ближайших к нам галактик — Туманность Андромеды — находится от нас на расстоянии, примерно 2,5 • 1022 м, ее диаметр равен 1.3 диаметра Млечного Пути, а масса практически равна массе нашей Галактики. Но внешнему виду все галактики делятся на 3 основных типа: эллиптические, спиральные и неправильные.

В 1963 г. во Вселенной были открыты квазизвездные, т.е. звездоподобные источники сильного радиоизлучения. Их назвали квазарами. Это – весьма удаленные от нас объекты Вселенной, расстояние до них порядка 1025 – 1026 м. К настоящему времени их насчитывается более тысячи. Квазары излучают огромное количество энергии. Так, квазизвездный объект размером с Солнечную систему может излучать в 10 раз больше энергии, чем Млечный Путь - наша галактика. Но современным представлениям квазары -  это активные ядра далеких галактик или сами эти галактики, которые мы видим "сбоку". Галактики образуют группы, группы образуют систему, крупные системы называются скоплениями: они состоят из сотен и тысяч галактик.

Ближайшее к нам скопление галактик расположено в созвездии Девы и находится на расстоянии около 61023 м. Диаметр этого скопления более 1,81023 м. Современная внегалактическая астрономия позволяет говорить о сверхскоплениях галактик. К настоящему времени открыты десятки таких сверхскоплений. Все это свидетельствует о том, что Вселенной на самых разных уровнях присуща структурность: от фундаментальных частиц до гигантских сверхскоплений галактик.

Эволюция галактик. Согласно современным представлениям, вначале Галактика представляла собой медленно вращающееся гигантское газовое облако. Под действием сил тяготения (собственной гравитации) оно сжималось. В ходе этого сжатия, или коллапса рождались первые звезды, и происходило постепенное разделение звездной и газовой составляющих Галактики. Выделяющаяся при сжатии энергия гравитации переходила в кинетическую энергию движения звезд и газа. В конце концов кинетическая энергия звезд достигла значения, при котором дальнейшее сжатие поперек оси вращения стало невозможным. Таким образом, подсистема самых старых звезд, возникших в начале коллапса протогалактики, сохранила первоначальную сферическую форму, образовав гало. Сжатие газа вдоль оси вращения продолжалось, что привело к формированию тонкого газового диска. Впоследствии формирующиеся в нем звезды образовали вращающуюся дисковую спиральную подсистему. В результате продолжающейся гравитационной конденсации в Галактике происходит непрерывное образование звезд из межзвездного газа.

В 1944 г. астроном Бааде предложил называть все звезды звездным населением. Самые старые звезды, образующие гало, составляют население I, а средние по возрасту и молодые звезды, расположенные в диске (спиральных рукавах) – население II.   Это – звезды Главной последовательности. Из них звезды спектральных классов O и B – самые молодые и горячие, а классов G, K, M – карлики.

К началу документа

Разбегание галактик. В 1929 г. американский астроном Хаббл обнаружил, что линии и спектрах многих галактик смещены к красному концу спектра. Кроме того, оказалось, что чем дальше галактика, тем больше смещение линий. На основе известного из физики эффекта Доплера было сделано заключение, что расстояние между нашей Галактикой и другими галактиками увеличивается. Так как наша Галактика не является центром Вселенной, это означает, что происходит взаимное удаление галактик.

Математически закон Хаббла записывается следующим образом:

V = Hr, 

где  V – линейная скорость галактики, км/с, r – расстояние до нее, измеряемое в мегапарсеках (Мпк). Н – постоянная Хаббла. По современным данным 50 < H <100 км/(сМпк).

Из закона Хаббла следует, что, чем дальше галактики находятся друг от друга, тем с большей скоростью они разбегаются. Следует заметить, что для близких и очень далеких галактик закон Хаббла неточен.

Отметим некоторые особенности расширения Метагалактики.

1. Расширение проявляется только на уровне скоплений и сверхскоплении галактик. Сами галактики и кратные системы звезд не расширяются (этому препятствуют силы тяготения). Таким образом, можно говорить лишь о расширении Вселенной, т.е. Метагалактики.

2. Не существует центра, от которого происходит расширение. 

3. Постоянная Хаббла в каждый момент времени одинакова во всей Вселенной, но зависит от времени (со временем убывает).

Время t = 1/Н, называемое космологическим временем, позволяет сравнивать эволюцию объектов, находящихся в разных частях Вселенной.

Расширение Метагалактики говорит о том, что Вселенная нестационарна, она изменяется, эволюционирует, что еще раз подтверждает всеобщий, глобальный характер принципа эволюции.

К началу документа

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 ~ 10-26 кг/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 10-28 кг/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.

К началу документа

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.

К началу документа

Права на распространение и использование курса принадлежат
Уфимскому Государственному Авиационному Техническому Университету

Обновлено 19.02.2002.
Web-мастер О.В. Трушин

Мегамир. Основные космогонические представления