Наша Галактика

ВлВ»

I.СОСТАВ И СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ

1.Млечный Путь и структура Галактики. Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооруженВнным глазом или в телескоп, обраВнзуют в пространстве сплюснутый звездный диск громадного размера. Мы находимся внутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости виВндим очень много далеких звезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосу МлечВнного Пути. Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы тАФ Галактики, поВнтому что яркость Млечного Пути примерно одинакова во всех наВнправлениях, хотя в нем и сущестВнвуют отдельные более яркие участВнки. Сейчас мы знаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабляВнется из-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфраВнкрасных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили ВлувидетьВ» наиболее плотную центВнральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.

Эта центральная, наиболее комВнпактная область Галактики назыВнвается ее звездным ядром. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики тАФ на расстоянии 25тАФ 30 тыс. световых лет (8тАФ10 кпк) тАФ вблизи плоскости симметрии звездВнного диска, толщина которого составВнляет несколько тысяч световых лет. Ядро находится в центре звездного, диска Галактики.

Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую (рис.1). Эти звезды концентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическая составляющая тАФ основные элементы структуры нашей ГаВнлактики.

Полное число звезд в Галактике можно оценить только ориентироВнвочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначиВнтельная доля всех этих звезд доступВнна наблюдениям даже при помощи крупнейших телескопов.

Галактика тАФ это огромный звездВнный остров, диаметр которого преВнвышает 100000 св. лет, объединяВнющий многие миллиарды самых разВнличных звезд. Помимо звезд, в ГаВнлактике содержится много тел неВнбольшой массы (например, планет) и очень неоднородная по плотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). НеВнсмотря на большую массу. ГалакВнтикатАФочень разреженная система: расстояния между соседними звезВндами, как правило, измеряются световыми годами.

2.Звездные скопления. ХороВншо известно, что звезды неравноВнмерно распределены по небу. НаВнпример, вблизи Млечного Пути слаВнбые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект. Звезды дейстВнвительно неравномерно заполняют пространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп из большого числа звезд, называеВнмых звездными скоплениями.

Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являются скопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глаз видит 5тАФ7 слабых звездочек, располагающихся в виде маленьВнкого ковшика (по этому скоплению удобно проверять остроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сотВнни звезд (рис. 2). Гиады тАФ скопВнление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами тАФ красноватый Альдебаран тАФ ярВнчайшая звезда в созвездии Тельца.

Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но в телескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный состав скоплений различен. Измеряя температуру и светимость звезд скоплений и сверяя их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценить возраст скоплений. Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительно молодых, некоторые тАФ из старых звезд. Звезды внутри скопления имеют близкий возраст и, следовательно, связаны общим происхождением.

Наблюдается два типа скоплений тАФ рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные тАФ тысячи звезд и выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этому типу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно стаВнрые, с возрастом в несколько милВнлиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой свеВнтимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мы уже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд других типов. Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, что образование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодым скоплением являются Плеяды: его возраст около 10⁸ лет.

Рассеянные скопления можно найти не в любой части неба. Почти все они наблюдаются вблизи МлечВнного Пути. Именно там, вблизи плоскости диска Галактики, наиВнболее активно происходит образоВнвание звезд.

Шаровые скопления по размеру, как правило, больше расВнсеянных и содержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд (рис. 3). Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, чтоВнбы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13тАФ18 млрд. лет.

Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражает структуру нашей звездной системы тАФ Галактики: в созвездии Стрельца находится ее центр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики.

II.ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень сложно.

О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.

Первый способ тАФ наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной скоростью V_t.Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.

Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей тАФ автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.

Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близВнкие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, пракВнтически неподвижных для наблюдаВнтеля звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.

Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость V_t. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3_*10ВнВнВнВн¹⁷ м, перемещается на угол =0,2" в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D_*sin  =3_*10¹¹ м. Значит, тангенциальная скорость составВнляет 3_*10¹¹ м в год, или около 10 км/с.

Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую скоВнрость звезды V_r(рис. 4).

Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную V_t и лучевую V_r по теореме Пифагора: . Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.

Из-за движения звезд вид звездВнного неба со временем должен меВнняться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе. Но этот процесс происходит настолько медВнленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже блиВнжайших звезд стало заметным на глаз.

2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения большого числа звезд тАФ как близВнких, так и далеких от Солнца,тАФ выяснилась общая картина их двиВнжения. Оказалось, что звезды гаВнлактического диска обращаются воВнкруг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в окрестности Солнца составляет почти 250 км/с. Вместе с ними движется и Солнце. РазВнделив длину окружности радиусом, равным расстоянию до центра ГалакВнтики, на скорость, легко найти, что полный период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.

З
ная скорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычисВнлить массу внутренней части ГалакВнтики, используя формулу для круВнговой скорости :

Подставляя известные нам числовые значения V=2.5_*10⁵ м/с,R=3_*10²⁰ м и G=6,7_*10¹¹ Н_*м²/кгВн², получаем, что M=2,8_*10⁴¹ кг, или около 140 млрд. масс Солнца. Такую массу имеет все вещество ГалактиВнки, находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.

Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному, не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскости диска под все возможными углами (рис. 5) Такие звезды имеют относительно Солнца очень большие скорости (до 200тАФ300 км/с). Но относительно центра Галактики средние скорости звезд как сферической составляющей, так и диска приблизительно одинаковы.

Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел Солнечной системы. ДействительВнно, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг центра в одну сторону и примерно в одной плосВнкости, а кометы, как и звезды сферической составляющей, движутВнся по вытянутым орбитам в самых различных плоскостях.

III.МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

1.Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходитВнся на разреженный газ. Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды освеВнщают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелескоВнпами. Межзвездный газ имеет приВнмерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).

Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симметВнрии диска газопылевой слой толВнщиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики.

Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа очень мала. У поверхности Земли, например, в 1 см³ содержится 3_*10¹⁹ молекул воздуха, а в межВнзвездном газе на два кубических сантиметра приходится в среднем только один атом газа. Но межВнзвездный газ занимает такие больВншие объемы пространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентов от суммарной массы всех звезд.

Газ в межзвездном пространВнстве наблюдается в трех состояниях: ионизованном, атомарном и молеВнкулярном.

Ионизованный газ. Горячие звезды мощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездный газ. НагреВнтый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим гаВнзом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называются светлыми газовыми туманностями. ТемпераВнтура газа в них составляет около 10000 К.

Самая заметная туманность расВнположена в созвездии Ориона и наВнзывается туманностью ОриоВнна. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна как бесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это облаВнко состоит из горячего ионизованВнного газа, масса которого оцениВнвается примерно в тысячу масс Солнца.

Атомарный газ. Основная масса межзвездного газа в диске ГалакВнтики удалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излуВнчает свет. Но такой ВлневидимыйВ» газ все же можно наблюдать радиоВнастрономическими методами. Было доказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомы водорода, входящие в состав межзвездного газа, излуВнчают радиоволны с длиной волны 0,21 м (с частотой 1420 МГц).

Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода было обнаВнружено в 1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позвоВнлили установить общую массу газа в Галактике.

Атомарный газ распределен в пространстве неоднородно. Он обраВнзует облака, между которыми газ более разрежен. Типичные размеры облаков достигают нескольких десятВнков световых лет, а средняя конВнцентрация частиц в них тАФ несколько атомов в 1 см³.

Молекулярный газ. РадионаблюВндения обнаружили в межзвездном пространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодного газа, температура котоВнрого не превышает 20тАФ30 К. Из-за низкой температуры и повышенной плотности водород и другие элеВнменты в этих облаках объединены в молекулы. Поэтому их называют молекулярными. В основном они состоят из молекул H₂. Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Зато многие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радиоВнволны на определенных частотах. По радиоизлучению в молекулярВнных облаках было найдено нескольВнко десятков молекулярных соединеВнний, например СО, СО₂, H₂O, NН₃. Имеются и более сложные молекуВнлы тАФ формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могут возникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. В разреженной межзвездВнной среде под действием ультраВнфиолетового излучения звезд они быстро распадаются. Масса многих молекулярных облаков превышает 100 тыс. масс Солнца. Это самые массивные образования в диске Галактики.

Полагают, что в молекулярВнных облаках происходит зарождение звезд из газа. Существует и обВнратный процесс тАФ в межзвездную среду непрерывно поступает газ, ВлсбрасываемыйВ» звездами. Мы уже знаем, что звезды, вспыхивающие как новые и сверхновые, теряют часть своей массы. Но и у обычных звезд, таких, как Солнце, на опредеВнленном этапе эволюции (после превращения в красный гигант) происходит отделение газовой обоВнлочки, которая, медленно расширяясь, уходит в межзвездное проВнстранство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называются планетарными туВнманностями(рис. 6). В центре планетарной туманности всегда набВнлюдается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлых газовых туманностей,тАФ ионизующее ультрафиолетовое излучение горяВнчей звезды.

2. Межзвездная пыль. В сереВндине прошлого века известный русВнский астроном В. Я. Струве обосноВнвал предположение, что межзвездное пространство не абсолютно прозрачВнно; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего даВнлекие звезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощает видимого излучения. ПоВнэтому, помимо газа, межзвездная среда должна содержать пыль.

Окончательно существование погВнлощения света в межзвездной среде было доказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звезд поглощение почти незаметно:

чтобы световой поток был ослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройти расстояние в несколько десятков световых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами свеВнтовых лет, то межзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз.

Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще и вызывает изменение их цвета. ЗвезВнды, свет которых испытал сильное ослабление, кажутся нам более красными. Это происходит потому, что лучи красного света меньше поглощаются и рассеиваются межВнзвездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно суВндить о свойствах межзвездной пыли. Выяснилось, что межзвездные пыВнлинки очень мелкие тАФ размером около 0,5 мкм. Они состоят в осВнновном из углерода, кремния и ВлнамерзшихВ» на них молекул межВнзвездного газа.

В межзвездном пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долю приходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, а прозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примере молекулярных облаков тАФ самых плотВнных газовых облаков в межзвездВнной среде. Из-за присутствующей в них пыли они практически неВнпрозрачны и выглядят на небе как темные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просвеВнчивающие сквозь их менее плотные части, кажутся сильно покрасневВншими. Газопылевые образования, коВнторые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, наВнзываются темными туманностями

(рис. 7).

В ясную ночь, наблюдая МлечВнный Путь даже невооруженным глаВнзом, можно заметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя даже разделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекции на Млечный Путь темных туманностей, большинство которых находится вблизи плоскости Галактики.

Происхождение пыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, что пылинВнки могут конденсироваться в атмосферах холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их в межзвездное пространство.

3. Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Помимо разряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике в самых различных направлениях. Они называются космическими лучами.

Частицы космических лучей удаВнется регистрировать непосредственно при помощи специальных физичеВнских приборов тАФ счетчиков быстрых частиц, устанавливаемых на космиВнческих аппаратах. Сквозь атмосферу Земли космические лучи пробиться не могут. Сталкиваясь с атомами земной атмосферы, они разбивают их, рождая целые ливни из элеВнментарных частиц. Лишь небольшой процент космических частиц избеВнгает столкновений в атмосфере и достигает Земли высоко в горах. Поэтому в различных странах оргаВннизованы специальные высокогорВнные станции по наблюдению и исследованию космических лучей.

Не все космические частицы приВнходят к нам из межзвездных глуВнбин. Многие имеют солнечное происВнхождение. Они рождаются главным образом при солнечных вспышках. Однако самые быстрые частиВнцы, летящие с околосветовой скоВнростью и обладающие огромной энерВнгией, приходят в Солнечную систему из далеких просторов Галактики.

Основными источниками космиВнческих лучей в Галактике считаются остатки сверхновых звезд и пульВнсары тАФ быстро вращающиеся и сильно намагниченные нейтронные звезды.

Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источниками синхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрых электронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронное радиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного пространВнства, где остатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существует магнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радиоВнволны.

Исследования показали, что магВннитная индукция межзвездного магВннитного поля невелика: в среднем она в сто тысяч раз меньше, чем у поверхности Земли. Это поле охватывает и межзвездный газ, поэтому межзвездная среда слабо намагниВнчена.

IV.ОБРАЗОВАНИЕ ЗВЕЗД. ПРОБЛЕМА ВОЗНИКНОВЕНИЯ ЖИЗНИ

1. Образование звезд. Наиболее массивные звезды живут сравнительно недолВнго тАФ несколько миллионов лет. Если такие звезды наблюдаются, значит, образование звезд не завершилось миллиарды лет назад, а происходит и в настоящую эпоху.

Звезды, масса которых многоВнкратно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают огВнромными размерами, высокой светиВнмостью и температурой. Из-за высоВнкой температуры они имеют голуВнбоватый цвет, и поэтому их назыВнвают голубыми сверхгигантами. Мы уже знаем, что такие звезды, нагреВнвая окружающий межзвездный газ, приводят к образованию газовых туманностей. За свою сравнительно короткую жизнь массивные звезды не успевают очень далеко уйти от тех мест, где они родились. Поэтому светлые газовые туманности и голуВнбые сверхгиганты указывают нам на положение тех областей в ГалакВнтике, где недавно происходило или происходит и сейчас образование звезд.

Оказалось, что молодые звезды не распределены в пространстве слуВнчайным образом. Существуют обВнширные области, где они совсем не наблюдаются, и районы, где их сравнительно много. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрируется газопылевая межзвездная среда.

Но и вблизи плоскости ГалакВнтики молодые звезды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звезды образуют рассеянные скопления и более разреженные звездные группировки больших разВнмеров, названные звездными ассоВнциациями, которые насчитывают деВнсятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звездных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн. лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в облаВнстях повышенной плотности межВнзвездного газа. Это указывает на то, что процесс звездообразования свяВнзан с межзвездным газом.

Примером области звездообразоВнвания является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звезд в нем продолВнжается и в настоящее время.

Согласно наиболее разработанВнной гипотезе, звезды возникают из облаков холодного межзвездного газа. Однако завершенной и общеВнпринятой теории образования звезд пока еще не создано. Ученые усиленВнно работают над этой проблемой. Познакомимся с основными принциВнпами, на которых базируются предВнставления о формировании звезд из газопылевой среды.

Конденсация газа в звезды в определенном смысле напоминает другой физический процесс: конВнденсацию водяного пара в капельки воды при его охлаждении. И в том и в другом случае происходит мноВнгократное увеличение плотности веВнщества. Но если конденсация пара совершается в результате взаимоВндействия молекул, то межзвездный газ сжимается прежде всего благоВндаря действию гравитации. Поэтому конденсация газа в звезды назыВнвается гравитационной конденсаВнцией.

Сила гравитационного притяжеВнния между отдельными частицами всегда стремится сжать газ. Сжатию обычно препятствует сила внутренВннего давления газа, связанного с хаотическими движениями его часВнтиц тАФ атомов или молекул. Чем меньше температура газа, тем меньВнше его давление и тем большую роль может играть притяжение отВндельных частиц друг к другу. В обычных облаках межзвездного газа силы гравитации очень малы по сравнению с силами внутреннего давления. Но в холодных плотных молекулярных облаках гравитация оказывается сильнее, и образующиеВнся отдельные сгустки газовой среды должны сжиматься, увеличивая свою плотность. Конечным результатом такого сжатия может явиться обраВнзование звезд. Сжатие газа полВнностью прекратится, когда в центре сжимающегося газового шара темВнпература и давление станут настольВнко высокими, что начнутся термоВнядерные реакции. В результате обВнразуется звезда.

Первое время свет молодой звезВнды может очень сильно поглощатьВнся плотной окружающей газопылеВнвой средой, и тогда звезда и нагреВнтая ею пыль будут наблюдаться как инфракрасный источник, потому что для инфракрасных лучей среда знаВнчительно прозрачнее. Такие источВнники были обнаружены в областях звездообразования. По-видимому, некоторые из них являются недавно сформировавшимися звездами.

Формирование звезд из газа тАФ процесс очень медленный, он требует многих миллионов лет.

Солнце, как мы знаем, является типичной звездой. Поэтому и при образовании других звезд могут возникать планетные системы.

Планеты и малые тела СолнечВнной системы возникли в газопылеВнвом протопланетном диске, окруВнжавшем молодое Солнце. Вместе с другими планетами возВнникла и Земля. Первоначально ее атмосфера и физические условия на поверхности были совсем не такиВнми, как сейчас. Температура была значительно выше, а атмосфера соВндержала очень много углекислого газа. Никакой жизни на Земле в то время не могло существовать. И лишь спустя несколько миллиарВндов лет после своего формирования Земля стала похожа на современную планету.

2. Проблема жизни во ВсеВнленной. Физические условия на древней Земле оказались такими, что оказалось возможным возникВнновение сложных белковых молекул, а затем и простейших самовоспроВнизводящихся организмов тАФ живых клеток. На Земле зародилась жизнь, которая за несколько миллиардов лет эволюции и усложнения организмов привела к появлению животного миВнра и человека.

До сих пор остается неизвестВнным, как часто подобные события могут происходить во Вселенной. В Солнечной системе признаки жизни не были найдены ни на одном из тел помимо Земли.

Но с астрономической точки зрения ни Земля как планета, ни Солнце, которое ее обогревает, не представляют ничего исключительВнного. Следовательно, жизнь может существовать не только на Земле. По-видимому, очаги жизни следует искать на планетных системах других звезд, но из-за большого расВнстояния мы пока не можем непосредственно наблюдать планеты даВнже у ближайших звезд.

Проблема возникновения жизни и ее распространенности во ВсеВнленной остается одной из наиболее сложных и важных проблем, реВншаемых астрономией в комплексе с другими естественными науками.

Особенно интересным было бы обнаружить присутствие разумной жизни во Вселенной, следы высоВнкоразвитых внеземных цивилизаций. Неоднократно предпринимались и предпринимаются попытки уловить радио- или иные сигналы разумного происхождения из космоса. Есть наВндежда, что они завершатся успехом.

Вместе с этим смотрят:

Астрология-этап развития астрономии

Бесконечные воды вселенной

Биографии астрономов

Биографии астрономов_2

Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии