Общая астрономия. Строение Галактики
Общая астрономия. Строение Галактики
Одним из самых примечательных объектов звездного неба является Млечный Путь . Древние греки называли его galaxias , т.е. молочный круг . Уже первые наблюдения в телескоп, проведенные Галилеем, показали, что Млечный Путь – это скопление очень далеких и слабых звезд.
В начале ХХ века стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в гигантских звёздно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсеков до нескольких десятков килопарсек (1 килопарсек = 1000 парсек ~ 3∙10 3 световых лет ~ 3∙10 19 м). Солнце вместе с окружающими его звёздами также входит в состав спиральной галактики, всегда обозначаемой с заглавной буквы: Галактика. Когда мы говорим о Солнце, как об объекте Солнечной системы, мы тоже пишем его с большой буквы.
Расположение Солнца в нашей Галактике довольно неудачное для изучения этой системы как целого: мы находимся вблизи плоскости звёздного диска, и с Земли сложно выявить структуру Галактики. К тому же, в области, где расположено Солнце, довольно много межзвёздного вещества, поглощающего свет и делающего звездный диск почти непрозрачным для видимого света в некоторых направлениях, особенно в направлении ее ядра. Поэтому исследования других галактик играют громадную роль в понимании природы нашей Галактики. Галактика представляет собой сложную звёздную систему, состоящую из множества разнообразных объектов, которые находятся между собой в определенной взаимосвязи. Масса Галактики оценивается в 200 миллиардов (2∙10 11) масс Солнца, но только два миллиарда звезд (2∙10 9) доступно наблюдениям.
Распределение звёзд в Галактике имеет две ярко выраженные особенности: во-первых, очень высокая концентрация звёзд в галактической плоскости, и во-вторых, большая концентрация в центре Галактики. Так, если в окрестностях Солнца, в диске, одна звёзда приходится на 16 кубических парсеков, то в центре Галактики в одном кубическом парсеке находится 10 000 звезд. В плоскости Галактики помимо повышенной концентрации звёзд наблюдается также повышенная концентрация пыли и газа.
Размеры Галактики: - диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет), - толщина - около 1000 световых лет.
Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики - на расстоянии 8 кпк (около 26 000 световых лет). Галактика состоит из диска, гало, балджа и короны.
Галактика содержит две основных подсистемы (два компонента), вложенные одна в другую и гравитационно-связанные друг с другом.
Первая называется сферической - гало , ее звезды концентрируются к центру галактики, а плотность вещества, высокая в центре галактики, довольно быстро падает с удалением от него. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж . (английское слово bulge переводится как вздутие ). В балдже (3-7 кпк) сосредоточено почти все молекулярное вещество межзвездной среды; там находится наибольшее количество пульсаров, остатков сверхновых и источников инфракрасного излучения. Центральная, наиболее компактная область Галактики называется ядром . В ядре высокая концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке находятся тысячи звезд. Если бы мы жили на планете около звезды, находящейся вблизи ядра Галактики, то на небе были бы видны десятки звезд, по яркости сопоставимых с Луной. В центре Галактики предполагается существование массивной черной дыры. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Центр Галактики находится в созвездии Стрельца в направлении на α = 17h46,1m, δ = –28°51". Вторая подсистема - это массивный звездный диск . Он представляет собой как бы две сложенные краями тарелки. В диске концентрация звезд значительно больше, чем в гало. Звезды внутри диска движутся по круговым траекториям вокруг центра Галактики. В звездном диске между спиральными рукавами расположено Солнце.
Звёзды галактического диска были названы населением I типа, звёзды гало - населением II типа. К диску, плоской составляющей Галактики, относятся звёзды ранних спектральных классов О и В, звёзды рассеянных скоплений, тёмные пылевые туманности, облака газа и пыли. Солнце относится к звездному населению I типа.
Гало, наоборот, составляют объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики: звёзды шаровых скоплений, звёзды типа RR Лиры. Звёзды плоской составляющей по сравнению со звёздами сферической составляющей отличаются большим содержанием тяжелых элементов. Возраст населения сферической составляющей превышает 12 миллиардов лет. Его обычно принимают за возраст самой Галактики. По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Масса диска оценивается в 150 миллиардов М Солнца. В диске находятся спиральные ветви (рукава). Молодые звёзды и очаги звёздообразования расположены, в основном, вдоль рукавов. Диск и окружающее его гало погружены в корону .
В настоящее время считают, что размеры короны Галактики в 10 раз больше, чем размеры диска. Дальнейшие исследования показали, что в нашей Галактике имеется перемычка (бар).
Астрономы убедились в существовании спиральных рукавов полвека назад по тому же излучению атомарного водорода на волне 21 сантиметр.
Иллюстрация слева. Солнце расположено между рукавами Киля-Стрельца и Персея.
Иллюстрация справа. Строение нашей Галактики в разрезе.
Слева вид нашей Галактики в видимом диапазоне (цифровая панорама их трёх тысяч изображений звёздного неба), если посмотреть на всё небо сразу.
Аксел Мелингер. Проект Панорама Млечного пути 2.0.
Рисунок справа. Наблюдения радиоизлучения водорода. Наблюдения Энглмайера.
Красным наложен узор спиральных рукавов. Отчётливо видно, что у нашей Галактики есть бар (перемычка), от которой отходят два рукава. Во внешней части видны 4 рукава.
ВВЕДЕНИЕ
Астрономия - это наука о Вселенной, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Как и все на свете, астрономия имеет длительную историю, едва ли не большую, чем любая другая наука.
По ходу знакомства с окружающей нас Вселенной возникали новые области познания. Рождались отдельные направления исследований, постепенно складывавшиеся в самостоятельные научные дисциплины. Все они, разумеется, объединялись общими интересами астрономии, но сравнительно узкая специализация внутри астрономии все больше и больше давала себя знать.
В современной астрономии четко выделились следующие разделы:
I. Астрометрия - древнейший раздел астрономии, изучающий положение на небе небесных тел в определенные моменты времени. Где и когда - таков по существу основной вопрос, на который отвечает астрометрия. Очевидно, для ответа нужно знать ту систему координат, относительно которой определяют положение тела, и уметь измерять промежутки времени с помощью равномерного движения.
Порожденная нуждами практики, астрометрия до сих пор остается наиболее "практической", прикладной отраслью астрономии. Измерения времени и местоположения нужны во всех делах человеческих, и поэтому трудно указать обстоятельства, где астрометрия прямо или косвенно не находила бы себе применение.
II. Небесная механика возникла лишь в XVII в. когда стало возможным изучать силы, управляющие движением небесных тел. Главной из этих сил, как известно, является гравитационная сила, т. е. сила тяготения, или, иначе говоря, сила взаимного притяжения небесных тел. Хотя природа гравитации до сих пор не ясна, теория движения небесных тел под действием тяготения разработана очень обстоятельно, как, впрочем, и теория фигур равновесия небесных тел, которые определяются гравитацией и вращением. Обе эти теории, и составляют главное, чем занимается небесная механика.
III. Почти одновременно с небесной механикой развивалась и астрофизика - та отрасль астрономии, которая изучает физическую природу небесных тел. А стало это возможным благодаря изобретению телескопа, который далекое сделал близким и позволил рассмотреть удивительные подробности на небе и небесных телах. Особенно бурное развитие астрофизика испытала с открытием спектрального анализа в XIX в. Стремительный рост астрофизических знаний, невиданно быстрое расширение средств исследования физики космоса продолжается и в наше время.
IV. Звездная астрономия изучает строение и развитие звездных систем. Этот раздел возник на грани XVIII и XIX вв. с классических работ Вильяма и Джона Гершелей. Дальнейшие шаги в познании звездных систем показали, что звездная астрономия немыслима без астрофизики. Подобно тому, как в современной астрономии астрометрия все теснее сближается с небесной механикой, астрофизические методы исследования приобретают все большее значение в исследовании звездных систем.
V. Конкретные данные, добываемые перечисленными выше отраслями астрономии, обобщаются космогонией, которая изучает происхождение и развитие небесных тел. Так как эволюция небесных тел совершается, как правило, за сроки, несравнимо большие, чем время существования человека, решение космогонических проблем - дело очень трудное. Правда, в какой-то мере оно облегчается некоторыми быстропротекающими космическими процессами типа взрывов, которых в последнее время открывают все больше и больше. Однако разгадать их эволюционный смысл далеко не всегда просто.
VI. Космология занимается наиболее общими вопросами строения и эволюции всего, мира в целом. Космологи стараются рассматривать Вселенную в целом, не забывая, конечно, о том, что человеку всегда доступна лишь ограниченная часть бесконечного и неисчерпаемого во всех отношениях Мира. Поэтому космологические "модели" всей Вселенной, т. е. теоретические схемы "Мира в целом", неизбежно страдают упрощенчеством и лишь в большей или меньшей степени отражают реальность. Космология всегда была и остается сферой идеологической борьбы идеалистического и материалистического мировоззрений.
Данная работа посвящена одной из основных частей звездной астрономии - нашей Галактике.
Планета Земля принадлежит Солнечной системе, которая состоит из единственной звезды - Солнца и девяти планет с их спутниками, тысяч астероидов, комет, бесчисленных частичек пыли, и все это обращается вокруг Солнца. Поперечник Солнечной системы составляет примерно 13 109 км.
Солнце и Солнечная система расположены в одном из гигантских спиральных рукавов Галактики, называемой Млечным Путем. Наша Галактика содержит более 100 млрд. звезд, межзвездный газ и пыль, и все это обращается вокруг ее центра. Поперечник Галактики составляет примерно 100 000 световых лет (один миллиард миллиардов километров).
ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ
3вездная астрономия, т.е. раздел астрономии, изучающий строение звездных систем, возникла сравнительно недавно, всего два века назад. Раньше она не могла возникнуть, так как оптические средства исследования Вселенной были еще крайне несовершенны. Правда, высказывались разные умозрительные идеи о строении звездного мира, подчас гениальные. Так, древнегреческий философ Демокрит (460-370 г. до н.э.) считал Млечный Путь скопищем слабосветящихся звезд. Немецкий ученый XVIII в. Иоганн Ламберт (1728-1777) полагал, что звездный мир имеет ступенчатое, иерархическое строение: меньшие системы звезд образуют большие, те, в свою очередь, еще большие и т. д., наподобие известной игрушечной "матрешки". И эта "лестница систем", по Ламберту, не имеет конца, т. е. подобная "структурная" Вселенная бесконечна. Но, увы, все такие идеи не подкреплялись фактами, и звездная астрономия как наука зародилась лишь в трудах Вильяма Гершеля (1738-1822), великого наблюдателя и исследователя звездной Вселенной.
За свою долгую жизнь он отшлифовал для телескопов около 430 телескопических зеркал, и среди них громадное зеркало диаметром 122 см и фокусным расстоянием 12 м. Гершелю стало доступно огромное множество очень слабых звезд, что сразу расширило горизонты познания. Удалось выйти в глубины звездного мира.
Еще в 683 г. н.э. китайский астроном И. Синь измерил координаты 28 звезд и заметил их изменения по сравнению с более древними определениями. Это заставило его высказать догадку о собственном движении звезд в пространстве. В 1718 г. Эдмунд Галлей на основании наблюдений Сириуса, Альдебарана и Арктура подтвердил эту гипотезу. К концу ХVIII в. стали известны собственные движения всего 13 звезд. Но даже по таким крайне бедным данным Гершелю удалось обнаружить движение нашего Солнца в пространстве.
Идея метода Гершеля проста. Когда идешь по густому лесу, кажется, что деревья впереди расступаются, а сзади, наоборот, сходятся. Так и на небе - в той его части, куда летит Солнце вместе с Солнечной системой (созвездие Геркулеса), звезды будут казаться "разбегающимися" в стороны от апекса - точки неба, куда направлен вектор скорости Солнца. Наоборот, в противоположной точке неба (антиапексе) звезды должны казаться сходящимися. Эти эффекты и были выявлены Гершелем, но из-за скудости данных скорость движения Солнца он определил неточно.
Гершель открыл множества двойных, тройных и вообще кратных звезд и обнаружил в них движение компонентов. Это доказывало, что кратные звезды - физические системы, подчиняющиеся закону тяготения. Но главная заслуга Вильяма Гершеля состоит в его исследовании общего строения звездного мира.
Задача была трудной. В ту пору (конец ХУШ в.) ни до одной из звезд не было известно расстояние. Пришлось поэтому ввести ряд упрощающих предположений. Так, Гершель предположил, что все звезды распределены в пространстве равномерно. Там же, где наблюдаются сгущения звезд, в том направлении звездная система имеет большую протяженность. Пришлось также предположить, что все звезды излучают одинаковое количество света, а их видимая звездная величина зависит только от расстояния. И, наконец, мировое пространство Гершель считал абсолютно прозрачным. Все эти три допущения были, как мы теперь знаем, ошибочными, но ничего лучшего во времена Гершеля придумать было невозможно. На звездном небе Гершель выделил 1083 площадки и на каждой из них подсчитывал число звезд данной звездной величины. Предположив затем, что самые яркие звезды наиболее близки к Земле, Гершель принял их расстояние от Земли за единицу и в этих относительных масштабах построил схему нашей звездной системы. При этом Гершель полагал, что его телескопы позволяют видеть самые далекие звезды Галактики.
Предмет астрономии
Вариант № 1
1. Астрометрия
2. Астрофизика
3. Астрономия +
4. Другой ответ
2.Гелиоцентричну модель мира разработал …
1. Хаббл Эдвин
2. Николай Коперник +
3. Тихо Браге
4. Клавдий Птолемей
3.до планет земной группы относятся …
1. Меркурий, Венера, Уран, Земля
2. Марс, Земля, Венера, Меркурий +
3. Венера, Земля, Меркурий, Фобос
4. Меркурий, Земля, Марс, Юпитер
4.Второй от Солнца планета называется …
1. Венера +
2. Меркурий
5. Межзвездный пространство …
1. незаполненный ничем
2. заполнен пылью и газом +
3. заполнен обломками космических аппаратов
4. другой ответ.
6. Угол между направлением на светило с какой-либо точки земной поверхности и направлением из центра Земли называется …
1. Часовой угол
2. Горизонтальный параллакс +
4. Прямое восхождение
7 Расстояние, с которого средний радиус земной орбиты виден под углом 1 секунда называется …
1. Астрономическая единица
2. Парсек +
2. Световой год
4. Звездная величина
8. Нижняя точка пересечения отвесной линии с небесной сферой называется …
1. точках юга
2. точках севере
9. Большой круг, плоскость которого перпендикулярна оси мира называется …
1. небесный экватор +
2. небесный меридиан
3. круг склонений
4. настоящий горизонт
10. Первая экваториальная система небесных координат определяется …
1.Годинний угол и склонение +
3. Азимут и склонение
4. Азимут и высота
11 Большой круг, по которому цент диска Солнца совершает свой видимый летний движение на небесной сфере называется …
1. небесный экватор
2. небесный меридиан
3. круг склонений
4. эклиптика +
12. Линия вокруг которой вращается небесная сфера называется
1. ось мира +
2. вертикаль
3. полуденная линия
4. настоящий горизонт
13. В каком созвездии находится звезда, имеет координаты α = 5h 20m, δ = + 100
2. Возничий
14. Обратное движение точки весеннего равноденствия называется …
1. Перигелий
3. Прецессия +
4. Нет правильного ответа
15. Самых главных фаз Луны насчитывают …
4. восемь +
16. Угол который, отсчитывают от точки юга S вдоль горизонта в сторону заката до вертикала светила называют …
1. Азимут +
3. Часовой угол
4. Склонение
17. Квадраты периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей орбит. Это утверждение …
1. первый закон Кеплера
2. второй закон Кеплера
3. третий закон Кеплера +
4. четвертый закон Кеплера
18.Телескоп, у которого объектив представляет собой линзу или систему линз называют …
1.Рефлекторн им
2.Рефракторн им +
3. менисковый
4. Нет правильного ответа.
Предмет астрономии
Вариант № 2
1. Астрометрия
2. Звездная астрономия
3. Астрономия +
4. Другой ответ
2.Геоцентричну модель мира разработал …
1. Николай Коперник
2. Исаак Ньютон
3. Клавдий Птолемей +
4. Тихо Браге
3.до состав Солнечной система включает …
1. восемь планет. +
2. девять планет
3. десять планет
4. семь планет
4. Четвертая от Солнца планета называется …
5. Определенная участок звездного неба с четко окреслинимы пределами, охватывающий все принадлежащие ей светила и имеющая собственное называется …
1. Небесной сферой
2. Галактикой
3. Созвездие +
4. Группа зрение
6. Угол, под которым из звезды был бы виден радиус земной орбиты называется …
1. Годовой параллакс +
2. Горизонтальный параллакс
3. Часовой угол
4. Склонение
7. Верхняя точка пересечения отвесной линии с небесной сферой называется …
2. точках севере
3. точках юга
8 Большой круг, проходящий через полюса мира и зенит называется …
1. небесный экватор
2. небесный меридиан
3. круг склонений
4. настоящий горизонт +
9. Промежуток времени между двумя последовательным и верхними кульминациями точки весеннего равноденствия называется …
1. Солнечные сутки
2. Звездные сутки +
3. Звездный час
4. Солнечное время
10. Количество энергии, которую излучает звезда со всей своей поверхности в единицу времени по всем направлениям называется …
1. звездная величина
2. яркость
4. светимость +
11. Вторая экваториальная система небесных координат определяется …
1.Годинний угол и склонение +
2. Прямое восхождение и склонение
3. Азимут и склонение
4. Азимут и высота
12. В каком созвездии находится звезда, имеет координаты α = 20h 20m, δ = + 350
1. Козерог
2. Дельфин
1. 11 созвездий
2. 12 созвездий
3. 13 созвездий +
4. 14 созвездий
14. Затмение Солнца наступает …
4. нет правильного ответа.
15. Каждая из планет движется вокруг Солнца по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце. Это утверждение …
1. первый закон Кеплера +
2. второй закон Кеплера
3. третий закон Кеплера
4. четвертый закон Кеплера
16. Календарь, в котором подсчету времени ведут за изменением фаз Луны называют …
1. Солнечным
2. Лунно-солнечным
3. Лунным +
4. Нет правильного ответа.
17.Телескоп, у которого объектив представляет собой вогнутое зеркало называют …
1.Рефлекторн им
2.Рефракторн им +
3. менисковый
4. Нет правильного ответа
18. Система, которая объединяет несколько радиотелескопов называется …
1.Радиоинтерф ерометром +
2.Радиотелеск опом
3.Детектором
Предме т астрономии
Вариант № 3
1.Встановив законы движения планет …
1. Николай Коперник
2. Тихо Браге
3. Галилео Галилей
4. Иоганн Кеплер +
2.До планет-гигантов относят планеты …
1. Фобос, Юпитер, Сатурн, Уран
2. Плутон, Нептун, Сатурн, Уран
3. Нептун, Уран, Сатурн, Юпитер +
4. Марс, Юпитер, Сатурн, Уран
3. Третья от Солнца планета называется …
1. Меркурий
4 Расстояние от Земли до Солнца называется ….
1. Астрономическая единица +
3. Световой год
4. Звездная величина
5. Линия, соединяющая точки юга и севера называется …
1. ось мира
2. вертикаль +
3. полуденная линия
4. настоящий горизонт
6. Большой круг, по которому горизонтальная плоскость пересекается с небесной сферой …
1. небесный экватор
2. небесный меридиан
3. круг склонений
4. настоящий горизонт +
7. Время, прошедшее с верхней кульминации точки весеннего равноденствия …
1. Солнечные сутки
2. Звездные сутки
3. Звездный час +
4. Солнечное время
8. Большой круг, проходящий через полюса мира и светило М называется …
1. круг склонений +
2. небесный экватор
3. небесный меридиан
4. вертикаль
9. Горизонтальная система небесных координат определяется..
1.Годинний угол и склонение
2. Прямое восхождение и склонение
3. Азимут и склонение
4. Азимут и высота
10. В каком созвездии находится звезда, имеет координаты α = 11h 20m, δ = — 150
11 Угол который, отсчитывают от горизонта вдоль вертикали до светила называют …
1. Азимут +
3. Часовой угол
4. Склонение
12. Промежуток времени, за который Луна, описывая полный круг на небесной сфере, возвращается к той же точки называют …
1. астрономической эпохой
2. сидерическим месяцем +
3. лунными сутками
4. синодическим месяцем
13. Укажите правильное утверждение
1. Синодический месяц меньше сидерический на 2 ¼ суток +
2. Синодический месяц больше сидерический на 2 ¼ суток
3. Синодический месяц меньше сидерический на 2 ⅔ суток
4. Синодический месяц больше сидерический на 2 ⅔ суток
14. Самых главных фаз Луны насчитывают …
4. восемь +
15. Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равновеликие площади. Это утверждение …
1. первый закон Кеплера
2. второй закон Кеплера +
3. третий закон Кеплера
4. четвертый закон Кеплера
16.Календар, в котором за основу учета времени принимают смену времен года называют …
1. Солнечным +
2. Лунно-солнечным
4. Нет правильного ответа.
17.Найбильший телескоп мира «Очень большой телескоп» установлен в обсерватории..
1.Пулково
2.Мауна-Кеа
3.Ла-Силла
4.Кримська
1. Антенна и детектор
2. Антенна и приемник +
3. Приемник и детектор
4. Антенна и умножитель
Предме т астрономии
Вариант № 4
1. Наука, изучающая строение нашей Галактики и других звездных систем называется …
1. Астрометрия
2. Звездная астрономия
3. Астрономия +
4. Другой ответ
2. Закон всемирного тяготения открыл …
1. Галилео Галилей
2. Хаббл Эдвин
3. Исаак Ньютон +
4. Иоганн Кеплер
3 Первая от Солнца планета называется …
3. Меркурий +
4. Расстояние, которое проходит свет за один год называется …
1. Звездная величина
3. Астрономическая единица
4. Световой год +
5. Верхняя точка пересечения отвесной линии с небесной сферой называется …
2. точках севере +
3. точках юга
6. Конечно участок звездного неба с четко окреслинимы пределами, охватывающий все принадлежащие ей светила и имеющая собственное называется …
1. Небесной сферой
2. Галактикой
3. Созвездие +
4. Группа зрение
7. Большой круг, который проходит через светило М, точку зенита и точку Надир называется …
1. небесный экватор
2. небесный меридиан
3. круг склонений
4. вертикаль +
8. Количество энергии, которую излучает звезда со всей своей поверхности в единицу времени по всем направлениям называется …
1. звездная величина
2. яркость +
4. светимость
9 Линия, соединяющая точки юга и севера называется …
1. ось мира
2. вертикаль
3. полуденная линия
4. настоящий горизонт +
10 Первая экваториальная система небесных координат определяется …
1.Годинний угол и склонение +
2. Прямое восхождение и склонение
3. Азимут и склонение
4. Азимут и высота
11. В каком созвездии находится звезда, имеет координаты α = 8h 20m, δ = + 200
12 Дуга эклиптики протяженностью в 300, обозначена названием соответствующего зодиакального созвездия …
1. Созвездие
2 Дуга Зодиака
3. Знак Зодиака +
4. Нет правильного ответа
13 Угол который, отсчитывают от небесного экватора вдоль круга склонений к светилу называется …
3. Часовой угол
4. Склонение. +
1. астрономической эпохой
2. сидерическим месяцем +
3. лунными сутками
4. синодическим месяцем.
15. Затмение Солнца наступает …
1. если Луна попадает в тень Земли.
2. если Земля находится между Солнцем и Луной
3. если Луна находится между Солнцем и Землей +
4. нет правильного ответа.
16. Ближайшая к Солнцу точка планетной орбиты называется..
1. Перигелий +
3. Прецессия
4. Нет правильного ответа
17.Науковий центр, где с помощью телескопов изучают небесные объекты называют …
1.Интерфером етром
2.Обсерватор иею +
3.Планетарие м
4. Нет правильного ответа
18.Перший украинский космонавт …
1.Юрий Гагарин
2. Леонид Каденюк +
3. Герман Титов
4. Алексей Леонов
Предмет астрономии
Вариант № 5
1. Наука о небесных светила, о законах их движения, строения и развития, а также о строении и развитии Вселенной в целом называется …
1. Астрометрия
2. Астрофизика
3. Астрономия +
4. Другой ответ
2.Свит галактик расширяется доказал …
1. Хаббл Эдвин +
2. Николай Коперник
3. Тихо Браге
4. Уильям Гершель
3. Пятая от Солнца планета называется …
4. Сатурн +
4 Расстояние, с которого средний радиус земной орбиты виден под углом 1 секунда называется …
1. Астрономическая единица
2. Парсек +
3. Световой год
4. Звездная величина
5. Угол который, отсчитывают от горизонта вдоль вертикали до светила называют …
1. Азимут +
3. Часовой угол
4. Склонение
6. Верхняя точка пересечения отвесной линии с небесной сферой называется …
2. точках севере
3. точках юга
7. Промежуток времени между двумя последовательным и верхними кульминациями точки весеннего равноденствия называется …
1. Солнечные сутки
2. Звездные сутки +
3. Звездный час
4. Солнечное время
8. Время, прошедшее с верхней кульминации точки весеннего равноденствия …
1. Солнечные сутки
2. Звездные сутки
3. Звездный час +
4. Солнечное время
9 Вторая экваториальная система небесных координат определяется …
1.Годинний угол и склонение +
2. Прямое восхождение и склонение
3. Азимут и склонение
4. Азимут и высота
10. В каком созвездии находится звезда, имеет координаты α = 14h 20m, δ = + 350
3. Волопас
11. Обратное движение точки весеннего равноденствия называется …
1. Перигелий
3. Прецессия
4. Нет правильного ответа
12. Угол который, отсчитывают от точки юга S вдоль горизонта в сторону заката до вертикала светила называют …
1. Азимут +
3. Часовой угол
4. Склонение
13. Путь Солнца на небе вдоль эклиптики пролегает среди …
1. 11 созвездий
2. 12 созвездий
3. 13 созвездий +
4. 14 созвездий
14. Промежуток времени между двумя одноименными фазами Луны называется …
1. астрономической эпохой
2. сидерическим месяцем +
3. лунными сутками
4. синодическим месяцем
15.Календар, в котором за основу учета времени принимают смену времен года называют …
1. Солнечным +
2. Лунно-солнечным
4. Нет правильного ответа.
16. Затмение Луны наступает …
1. если тень от Луны попадает на Землю.
2. если Земля находится между Солнцем и Луной +
3. если Луна находится между Солнцем и Землей
4. нет правильного ответа
17 Система, которая объединяет несколько радиотелескопов называется …
1.Радиоинтерф ерометром +
2.Радиотелеск опом
3.Детектором
4. Нет правильного ответа.
18.Основнимы частями радиотелескопа есть …
1. Антенна и детектор
2. Антенна и приемник +
3. Приемник и детектор
4. Антенна и умножитель
План :
1. ВВЕДЕНИЕ
2. ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ
3. СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД
4. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
5. МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ
6. АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ
7. МЕСТНАЯ СИСТЕМА
8. ВЫВОДЫ
ВВЕДЕНИЕ
Астрономия - это наука о Вселенной, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Как и все на свете, астрономия имеет длительную историю, едва ли не большую, чем любая другая наука.
По ходу знакомства с окружающей нас Вселенной возникали новые области познания. Рождались отдельные направления исследований, постепенно складывавшиеся в самостоятельные научные дисциплины. Все они, разумеется, объединялись общими интересами астрономии, но сравнительно узкая специализация внутри астрономии все больше и больше давала себя знать.
В современной астрономии четко выделились следующие разделы:
I. Астрометрия - древнейший раздел астрономии, изучающий положение на небе небесных тел в определенные моменты времени. Где и когда - таков по существу основной вопрос, на который отвечает астрометрия. Очевидно, для ответа нужно знать ту систему координат, относительно которой определяют положение тела, и уметь измерять промежутки времени с помощью равномерного движения.
Порожденная нуждами практики, астрометрия до сих пор остается наиболее «практической», прикладной отраслью астрономии. Измерения времени и местоположения нужны во всех делах человеческих, и поэтому трудно указать обстоятельства, где астрометрия прямо или косвенно не находила бы себе применение.
II. Небесная механика возникла лишь в XVII в. когда стало возможным изучать силы, управляющие движением небесных тел. Главной из этих сил, как известно, является гравитационная сила, т. е. сила тяготения, или, иначе говоря, сила взаимного притяжения небесных тел. Хотя природа гравитации до сих пор не ясна, теория движения небесных тел под действием тяготения разработана очень обстоятельно, как, впрочем, и теория фигур равновесия небесных тел, которые определяются гравитацией и вращением. Обе эти теории, и составляют главное, чем занимается небесная механика.
III. Почти одновременно с небесной механикой развивалась и астрофизика - та отрасль астрономии, которая изучает физическую природу небесных тел. А стало это возможным благодаря изобретению телескопа, который далекое сделал близким и позволил рассмотреть удивительные подробности на небе и небесных телах. Особенно бурное развитие астрофизика испытала с открытием спектрального анализа в XIX в. Стремительный рост астрофизических знаний, невиданно быстрое расширение средств исследования физики космоса продолжается и в наше время.
IV. Звездная астрономия изучает строение и развитие звездных систем. Этот раздел возник на грани XVIII и XIX вв. с классических работ Вильяма и Джона Гершелей. Дальнейшие шаги в познании звездных систем показали, что звездная астрономия немыслима без астрофизики. Подобно тому, как в современной астрономии астрометрия все теснее сближается с небесной механикой, астрофизические методы исследования приобретают все большее значение в исследовании звездных систем.
V. Конкретные данные , добываемые перечисленными выше отраслями астрономии, обобщаются космогонией, которая изучает происхождение и развитие небесных тел. Так как эволюция небесных тел совершается, как правило, за сроки, несравнимо большие, чем время существования человека, решение космогонических проблем - дело очень трудное. Правда, в какой-то мере оно облегчается некоторыми быстропротекающими космическими процессами типа взрывов, которых в последнее время открывают все больше и больше. Однако разгадать их эволюционный смысл далеко не всегда просто.
VI. Космология занимается наиболее общими вопросами строения и эволюции всего, мира в целом. Космологи стараются рассматривать Вселенную в целом, не забывая, конечно, о том, что человеку всегда доступна лишь ограниченная часть бесконечного и неисчерпаемого во всех отношениях Мира. Поэтому космологические «модели» всей Вселенной, т. е. теоретические схемы «Мира в целом», неизбежно страдают упрощенчеством и лишь в большей или меньшей степени отражают реальность. Космология всегда была и остается сферой идеологической борьбы идеалистического и материалистического мировоззрений.
Данная работа посвящена одной из основных частей звездной астрономии – нашей Галактике.
Планета Земля принадлежит Солнечной системе, которая состоит из единственной звезды – Солнца и девяти планет с их спутниками, тысяч астероидов, комет, бесчисленных частичек пыли, и все это обращается вокруг Солнца. Поперечник Солнечной системы составляет примерно 13 10 9 км.
Солнце и Солнечная система расположены в одном из гигантских спиральных рукавов Галактики, называемой Млечным Путем. Наша Галактика содержит более 100 млрд. звезд, межзвездный газ и пыль, и все это обращается вокруг ее центра. Поперечник Галактики составляет примерно 100 000 световых лет (один миллиард миллиардов километров).
ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ
3вездная астрономия, т.е. раздел астрономии, изучающий строение звездных систем, возникла сравнительно недавно, всего два века назад. Раньше она не могла возникнуть, так как оптические средства исследования Вселенной были еще крайне несовершенны. Правда, высказывались разные умозрительные идеи о строении звездного мира, подчас гениальные. Так, древнегреческий философ Демокрит (460-370 г. до н.э.) считал Млечный Путь скопищем слабосветящихся звезд. Немецкий ученый XVIII в. Иоганн Ламберт (1728-1777) полагал, что звездный мир имеет ступенчатое, иерархическое строение: меньшие системы звезд образуют большие, те, в свою очередь, еще большие и т. д., наподобие известной игрушечной «матрешки». И эта «лестница систем», по Ламберту, не имеет конца, т. е. подобная «структурная» Вселенная бесконечна. Но, увы, все такие идеи не подкреплялись фактами, и звездная астрономия как наука зародилась лишь в трудах Вильяма Гершеля (1738-1822), великого наблюдателя и исследователя звездной Вселенной.
За свою долгую жизнь он отшлифовал для телескопов около 430 телескопических зеркал, и среди них громадное зеркало диаметром 122 см и фокусным расстоянием 12 м. Гершелю стало доступно огромное множество очень слабых звезд, что сразу расширило горизонты познания. Удалось выйти в глубины звездного мира.
Еще в 683 г. н.э. китайский астроном И. Синь измерил координаты 28 звезд и заметил их изменения по сравнению с более древними определениями. Это заставило его высказать догадку о собственном движении звезд в пространстве. В 1718 г. Эдмунд Галлей на основании наблюдений Сириуса, Альдебарана и Арктура подтвердил эту гипотезу. К концу ХVIII в. стали известны собственные движения всего 13 звезд. Но даже по таким крайне бедным данным Гершелю удалось обнаружить движение нашего Солнца в пространстве.
Идея метода Гершеля проста. Когда идешь по густому лесу, кажется, что деревья впереди расступаются, а сзади, наоборот, сходятся. Так и на небе - в той его части, куда летит Солнце вместе с Солнечной системой (созвездие Геркулеса), звезды будут казаться «разбегающимися» в стороны от апекса - точки неба, куда направлен вектор скорости Солнца. Наоборот, в противоположной точке неба (антиапексе) звезды должны казаться сходящимися. Эти эффекты и были выявлены Гершелем, но из-за скудости данных скорость движения Солнца он определил неточно.
Гершель открыл множества двойных, тройных и вообще кратных звезд и обнаружил в них движение компонентов. Это доказывало, что кратные звезды - физические системы, подчиняющиеся закону тяготения. Но главная заслуга Вильяма Гершеля состоит в его исследовании общего строения звездного мира.
Задача была трудной. В ту пору (конец ХУШ в.) ни до одной из звезд не было известно расстояние. Пришлось поэтому ввести ряд упрощающих предположений. Так, Гершель предположил, что все звезды распределены в пространстве равномерно. Там же, где наблюдаются сгущения звезд, в том направлении звездная система имеет большую протяженность. Пришлось также предположить, что все звезды излучают одинаковое количество света, а их видимая звездная величина зависит только от расстояния. И, наконец, мировое пространство Гершель считал абсолютно прозрачным. Все эти три допущения были, как мы теперь знаем, ошибочными, но ничего лучшего во времена Гершеля придумать было невозможно. На звездном небе Гершель выделил 1083 площадки и на каждой из них подсчитывал число звезд данной звездной величины. Предположив затем, что самые яркие звезды наиболее близки к Земле, Гершель принял их расстояние от Земли за единицу и в этих относительных масштабах построил схему нашей звездной системы. При этом Гершель полагал, что его телескопы позволяют видеть самые далекие звезды Галактики.
Схема строения Галактики по Гершелю была, конечно, далекой от действительности. Получалось, что поперечник Галактики равен 5800 св. годам, а ее толщина 11ОО св. годам, причем Солнечная система находится недалеко от галактического центра. Хотя в этой работе действительные размеры нашей звездной системы уменьшены по крайней мере в 15 раз и положение Солнца оценено неверно, не следует преуменьшать значение открытия Гершеля. Именно он впервые опытным путем доказал структурность звездной Вселенной, опровергнув популярные в ту пору взгляды о равномерном распределении звезд в бесконечном пространстве.
Следующий, весьма важный вклад в изучение Галактики внесли русские ученые. Воспитанник Дерптского (Тартуского) университета Василий Яковлевич Струве был первым астрономом, который в 1837 г. измерил расстояние до звезд. По его измерениям расстояние до Веги равно 26 св. годам, что весьма близко к современным результатам. Независимо от Струве в 1838г. Ф. Бессель (1784- 1846) измерил расстояние до звезды 61 Лебедя (11,1 св. лет), а затем Т Гендерсону (1798-1844) в 1839г. удалось отыскать самую близкую к нам звезду Альфу Центавра (4,3 св. года). Позднее расстояния до целого ряда звезд были измерены Пулковской обсерватории X. Петерсом (1806-1880).
Как тогда писали, «лот, закинутый в глубину мироздания, достал дно». Стали известны масштабы звездных расстояний. Нужно было продолжить работы Гершеля на более высоком уровне знаний. Этим и занялся В.Я. Струве.
Теоретически подсчитав, сколько звезд должны быть видимы в телескопы Гершеля и сколько он видел на самом деле, В. Я Струве пришел к фундаментальному открытию. Межзвездное пространство наполнено веществом, поглощающим свет звезд. Без учета этого межзвездного поглощения выяснить строение Галактики невозможно. Кстати оказать, оценка величины поглощения света, подсчитанная Струве, близка к современным оценкам.
В отличие от Гершеля, Струве не считал светимость звезд одинаковой. Но звезд с известным до них расстоянием было еще очень мало, и поэтому учесть светимость звезд Струве мог только приближенно.
В 1847 г вышел в свет обобщающий труд В.Я. Струве «Этюды звездной астрономии». В нем автор приходит к выводу, что сгущение звезд в плоскости Млечного Пути - реальное явление, и, следовательно, Галактика должна иметь форму плоского диска. По исследованиям Струве, Солнце расположено не в центре Галактики, а на значительном расстоянии от него. Размеры Галактики (с учетом поглощения света) получились большими, чем полагал Гершель. Границы нашей звездной система оказались недоступными для зондирования, и поэтому оценить параметры Галактики в целом В. Я Струве не смог.
В середине прошлого века некоторые астрономы предполагали, что в центре Галактики находится исполинское «центральное Солнце», заставляющее своим тяготением все звезды двигаться вокруг себя. Профессор Казанского университета М.А. Ковальский (1821-1884) доказал, что существование «центрального Солнца" вовсе не обязательно и звезды Галактики могут двигаться вокруг динамического центра, т.е. геометрической точки, являющейся центром тяжести всей звездной системы. Формулы Ковальского позволили по собственным движениям звезд найти направление на центр Галактики.
В 1927 г. голландский астроном Ян Оорт окончательно доказал, что все звезды Галактики обращаются вокруг ее центра. При этом Галактика в целом не вращается как твердое тело. Во внутренних областях Галактики (примерно до Солнца) угловые скорости звезд почти одинаковы. Однако далее к краям Галактики они постепенно убывают, но несколько медленнее, чем положено по третьему закону Кеплера. Орбитальная скорость Солнца составляет 250 км/с, причем Солнце завершает полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 200 млн. лет.
Только в 1934 г. были уверенно определены следующие параметры нашей звездной системы: расстояние от Солнца до центра – 32 000 св. лет; диаметр Галактики 100 000 св. лет; толщена галактического «диска» 10 000 св. лет; масса 165 млрд. солнечных масс.
Общая схема строения Галактики современным данным представлена на рисунке.
В Галактике различают три главные части - диск, гало и корону. Центральное сгущение диска называется балджем. В диске сосредоточены звезды, порождающие явление Млечного Пути. Здесь же присутствуют многочисленные облака пыли и газа. Диаметр диска близок к 100 000 св. годам, наибольший и наименьший поперечники балджа соответственно близки к 20 000 и 30 000 св. лет.
Гало по форме напоминает слегка сплюснутый эллипсоид с наибольшим диаметром, немного превосходящим поперечник диска. Эту часть нашей звездной системы населяют главным образом старые и слабосветящиеся звезды, а газ и пыль там практически отсутствуют. Масса гало и диска примерно одинакова. Обе эти части Галактики погружены в огромную сферическую корону, диаметр которой в 5-10 раз больше диаметра диска. Возможно, что корона содержит главную массу Галактики в форме невидимого пока вещества («скрытой массы»). По некоторый оценкам эта «скрытая масса» примерно раз в 10 больше массы всех обычных звезд Галактики, сосредоточенных в диске и гало.
Такова общая картина. Важны и детали. Внутри Галактики существуют разные по масштабам звездные системы - от двойных звезд до скоплений из десятков тысяч звезд. Различают и более крупные подсистемы в нашей звездной системе. Существенный элемент структуры Галактики - межзвездная среда, пылевые и газовые туманнос-ти. Со всем этим более подробно мы сейчас и ознакомимся.
СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД
Очень многие звезды «предпочитают» странствовать не в одиночку, а парами. Вполне естественно считать, что близость компонентов в системе двойной звезды имеет глубокие причины. Две звезды объединились в одну систему не при случайной встрече в бескрайних просторах космоса (что весьма маловероятно), а возникли совместно. В последнем случае их физические свойства должны, по-видимому, быть сходными, хотя известны и такие пары звезд, где компоненты не имеют друг с другом почти ничего общего. Приведем примеры.
Рядом с Сириусом есть замечательная звездочка - это открытый в 1862 г. первый «белый карлик». В последнее время за спутником Сириуса («Песьей звездой» древних египтян) укоренилось даже собственное имя - Щенок. Щенок лишь вдвое уступает по массе Сириусу, а по объему-в 10 3 раз. Ясно поэтому, что плотность вещества спутника Сириуса очень велика. Если бы можно было этим веществом наполнить волейбольный мяч, последний приобрел бы весьма солидную массу-около 160 т!
Сириус и Щенок-система из двух солнц, двойная звезда. Но как не похожи они друг на друга. Впрочем, астрономам известны и другие, куда более странные содружества.
В созвездии Цефея есть двойная звезда, обозначаемая символом VV. Главная звезда - колоссальный холодный сверхгигант, по диаметру в 1200 раз превышающий Солнце. Его спутник-обычная и горячая звезда, по-видимому, с обширной, «толстой» атмосферой. Главная звезда превышает свой спутник по объему почти в 2 000 раз.
Странных содружеств в мире звезд очень много. Их происхождение остается пока невыясненным. Справедливость требует, однако, заметить, что есть немало и таких систем, в которых звезды как две капли воды похожи друг на друга.
Вот, например, система четырех звезд из созвездия Лиры, которую астрономы обозначают буквой «эпсилон». Все четыре звезды очень похожи друг на друга. Они больше, массивнее и ярче Солнца, и каждая из них, скорее напоминает Сириус.
Особенно замечательна пара звезд-гигантов, сливающаяся для невооруженного глаза в одну звезду - Капеллу. Они схожи, как близнецы, и их тесное, в буквальном смысле слова, содружество (расстояние между ними - миллионы километров) заставляет обе звезды обращаться вокруг общего центра масс почти за три месяца.
Когда две звезды находятся друг от друга на расстоянии, сравнимом с их поперечниками, они неизбежно теряют свою сферическую форму. Взаимное притяжение оказывается настолько мощным, что обе звезды под действием приливных сил вытягиваются в направлении друг к другу. Вместо шара каждая звезда становится трехосным эллипсоидом, причем наибольшие оси эллипсоидов всегда совпадают с прямой, соединяющей центры обеих звезд.
Одним из типичных представителей этого класса звезд является звезда W из созвездия Большой Медведицы. В этой системе из двух дынеобразных заезд движение, как обычно, совершается вокруг общего центра масс. Оно весьма стремительно: звезды так близки друг к другу, что через восемь часов каждая из них снова возвращается в первоначальное положение. Любопытно, что обе «звездные дыни» как две капли воды сходны между собой. Благодаря равенству масс центр тяжести лежит в точности посередине между звездами, и обе они, в сущности, обращаются по одной общей круговой орбите.
При наблюдениях с Земли оба компонента этой системы неразличимы в отдельности даже в сильнейшие телескопы. Все сведения о природе звезды W Большой Медведицы были получены исключительно по наблюдениям изменения ее видимой звездной величины. Нетрудно сообразить, что, обращаясь вокруг общего центра тяжести, дынеобразные светила поворачиваются к нам то более широкой, те более узкой своей частью. По этой причине звезда W Большой Медведицы принадлежит к числу переменных звезд, т е. звезд, поток излучения от которых изменяется. Тщательный анализ кривой изменения потока от W Большой Медведицы и раскрыл перед астрономами все удивительные свойства этой двойной системы.
Иногда дынеооразными могут быть самые крупные, массивные из звезд. Примером может служить уникальная система АО Кассиопеи, в сравнении с которой предыдущая пара выглядят весьма миниатюрной.
Обе, звезды в системе АО Кассиопеи-горячие гиганты, температура атмосферы которых около 25000 К. Каждый из гигантов почти в 30 раз массивнее Солнца и в 200-300 тыс. раз превосходит его по светимости.
Расчеты показывают, что расстояние между центрами этих горячих гигантов составляет всего 25 млн. км., а вытянутость их такова, что обе исполинские «дыни» касаются друг друга! И вся эта система быстро вращается с периодом всего в несколько часов!
Звезду bЛиры можно без всяких колебаний назвать замечательной. Как и звезда W Большой Медведицы, b Лиры состоит из двух дынеобразных звезд, обращающихся вокруг общего центра тяжести. Большая из них-горячая гигантская звезда, атмосфера которой нагрета до 15000 К. Меньшая звезда вдвое холоднее, и ее излучение совершенно теряется в потоках света, излучаемых главной звездой.
На b Лиры впервые обратили внимание в конце ХVШ в., но, несмотря на тщательные исследования в течение почтя двух веков этой яркой звезды, ее природа до недавнего времени, казалась загадочной. Особенно сложными и непонятными были спектр звезды и те изменения, которые в нем наблюдались. Сейчас эти световые «ияеро-глифы» расшифрованы, и результаты проведенного исследования схематически представлены на рисунке.
От главной звезды В9 к ее спутнику F непрерывно извергаются потоки газового вещества. Они огибают спутник и возвращаются к главной звезде, образуя, таким образом, непрерывную циркуляцию газа. Но инертность газа и вращение спутника вокруг главной звезды приводят к тому, что часть газа, находящегося за спутником, на стороне, противоположной направлению на главную звезду, улетучивается во внешнее пространство. При этом газ, удаляясь от звезды, образует огромное газовое кольцо. Нечто сходное можно иногда увидеть при фейерверках, когда особые вертушки выбрасывают в воздух светящиеся спирали.
Кольцеобразный газовый шлейф b Лиры - образование динамическое. Оно непрерывно рассеивается в пространстве, и его кажущаяся стабильность объясняется непрерывным пополнением газового вещества идущего от вращающейся звездной пары.
Доступная нашему наблюдению газовая спираль имеет почти такой же размер, как наша планетная система. Луч зрения лежит как раз в ее плоскости, и только благодаря этому случайному обстоятельству удалось обнаружить ее существование. Кольцо вуалирует спектр главной звезды, и именно этим вызваны странные особенности спектра b Лиры. Если бы систему b Лиры мы наблюдали «сверху» или «снизу», она показалась бы нам самой обычной звездой.
На зимнем небе в созвездии Близнецов выделяются две звезды, сходные по яркости друг с другом. Верхняя из них называется Кастором, а нижняя - Поллуксрм. Оба эти имени мифологического происхождения. Согласно легендам древних греков, так звали двух близнецов, рожденных красавицей Ледой от всемогущего Зевса.
Еще в 1718 г. английский астроном Д. Брадлей (1693-1762) открыл, что Кастор-двойная звезда, состоящая из двух горячих и крупных солнц. Вскоре удалось заметить, что обе звезды весьма медленно обращаются вокруг общего центра. К сожалению, до сих пор период обращения в этой системе не может считаться уверенно определенным. Наиболее надежным его значением считается 341 год.
Трудности, с которыми приходится сталкиваться астрономам, станут более понятными, если осознать, что видимое движение в системах двойных звезд не есть движение истинное. Дело в том, что плоскость, в которой спутник совершает обращение вокруг главной звезды, обычно наклонена под некоторым углом к лучу зрения. Поэтому астрономы видят не истинную орбиту звезды и не истинное ее движение, а только проекцию того и другого на плоскость, перпендикулярную к лучу зрения.
Все это сильно затрудняет исследования. Отсюда проистекает и та неточность результатов, с которыми мы сейчас столкнулись.
Кастор А и Кастор В (как обозначают астрономы компоненты интересующей нас пары) отстоят друг от друга примерно в 76 раз дальше, чем Земля от Солнца. Иначе говоря, обе звезды разделяет расстояние, почти вдвое превышающее среднее расстояние Плутона от Солнца.
Около полутора веков назад поблизости от Кастора была замечена слабосветящаяся звездочка 9-й звездной величины, сопровождающая Кастор А и Кастор В в их полете вокруг центра Галактики. Если звезды видны на небе вблизи друг от друга и движутся в одном направлении и с одной скоростью - это верный признак того, что звезды физически связаны между собой. Поэтому уже с начала века Кастор считается не двойной, а тройной звездой.
Кастор С - третий компонент в рассматриваемой системе солнц - полная противоположность Кастору А и Кастору В. Это карликовая красноватая звездочка. Расстояние между ней и главными звездами системы во всяком случае не меньше чем 960 а. е. Заметим, что измеренное расстояние есть проекция на небосвод истинного расстояния.
При значительной удаленности от главных звезд Кастор С обращается вокруг них с периодом в десятки тысяч лет! Неудивительно, что за полтора века наблюдения Кастор С не сдвинулся со своего места на сколько-нибудь ощутимую величину.
Любопытнее всего, что каждая из трех звезд, с которыми мы сейчас познакомились, в свою очередь, представляет собой настолько тесную пару звезд, что «разделить» их удается только методами спектрального анализа.
Кастор А и Кастор В распадаются на две пары близнецов, расстояния между которыми составляют около 10000000 км! Это в пять раз меньше, чем расстояние от Меркурия до Солнца. Весьма возможно, что все четыре звезды под действием взаимного тяготения приобрели дынеобразную форму трехосных эллипсоидов,
Что касается Кастора С, то и эта звезда состоит из двух близнецов-карликов, удаленных друг от друга на 2700000 км, что лишь вдвое превышает диаметр Солнца.
По случайному стечению обстоятельств плоскость, в которой обращаются оба двойника Кастор С, проходит через луч зрения земного наблюдателя. Благодаря этому одна звезда периодически закрывает часть другой, из-за чего общий поток излучения от системы уменьшается. Применяя астрономическую терминологию, можно сказать, что Кастор С является затменно-переменной звездой.
Перед нами раскрылась удивительная картина - система из шести звезд, связанных между собой узами взаимного тяготения: две пары горячих огромных звезд и пара холодных красноватых карликов, непрерывно участвующих, в сложном движении. Двойники Кастор А совершают оборот вокруг общего центра масс всего за 9 дней. Двойники Кастор В, несколько более близкие друг к другу, имеют еще меньший период обращения-только.3 дня. И уж совсем головокружительным кажется вращение карликов, которые ухитряются обернуться вокруг центра масс всего за 19 ч! От 19 ч до десятков тысяч лет - таково разнообразие периодов обращения в этой удивительной системе звезд.
Долгое время шестикратная система Кастор считалась уникальной. Однако в 1964 г. обнаружили, что хорошо известная двойная звезда Мицар (средняя в ручке ковша Большой Медведицы) также, по-видимому, должна быть отнесена к шестикратным системам. Действительно, уже невооруженный глаз легко обнаруживает рядом с Мицаром звездочку пятой звездной величины, названную Алькором. Обе звезды имеют общее движение в пространстве и потому, по-видимому, образуют физическую пару звезд. В небольшой телескоп Мицар распадается на два компонента - Мицар А и Мицар В. По наблюдениям спектра Мицара А давно установлено, что эта звезда, в свою очередь, состоит из двух компонентов с периодом обращения вокруг общего центра тяжести, равным двадцати с половиной земным суткам. И вот, наконец, в 1964 г. выяснилось, что Мицар В, казавшийся до тех пор одиночной звездой, на самом деле состоит из трех звезд. Две из них близки друг к другу и обращаются вокруг общего центра масс за 182 сут. Третий же, далеко отстоящий от них компонент обладает значительно большим периодом обращения, равным 1 350 сут.
В настоящее время известны десятки тысяч двойных звезд, так что содружества звезд - явление очень частое. Возможно, более половины всех звезд являются двойными.
ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
Первое знакомство всегда бывает внешним. Поэтому мы прежде всего обратим внимание на фотопортрет типичного шарового звездного скопления. Каждое шаровое скопление-это своеобразный исполинский шар из звезд, или, применяя более специальную терминологию, типичная сферическая звездная система. Бросается в глаза в общем равномерная по всем направлениям концентрация звезд к центру скопления. В сердцевине шаровых скоплений звезд так много и они так плотно расположены в пространстве, что на фотографиях видно лишь сплошное сияние.
Известно более 130 шаровых звездных скоплений, хотя общее их число в нашей Галактике должно быть раз в десять большим. Поперечники их весьма различны. У самых маленьких они близки к 5-10 св. годам, у наибольших измеряются 500-600 св. лет. Различна и масса скоплений - от нескольких десятков тысяч до сотен тысяч солнечных масс. Так как различия в массе у отдельных звезд невелики, можно считать, что шаровые звездные скопления содержат десятки, сотни тысяч, а иногда и миллионы звезд!
На фотоснимках шаровых скоплений мы видим не действительное распределение звезд в скоплении, а лишь проекций этого распределения на плоскость. Выведены формулы, позволяющие перейти от видимой картины к истинной. Оказалось, что пространственное распределение звезд в шаровых звездных скоплениях весьма сложно. В самых общих чертах шаровые звездные скопления состоят из плотного центрального ядра и короны окружающей его, в пределах которой плотность меняется сравнительно мало.
Подмечено, что у разных скоплений увеличение концентрации к центру различно-у одних оно мало, у других выражено очень резко. И еще один любопытный факт - некоторые «шары из звезд» заметно сплюснуты. Вызвано ли это их вращением или другими причинами, пока неизвестно.
Для Плеяд, типичного рассеянного, с неправильными очертаниями звездного скопления, характерно обилие очень горячих гигантских звезд. В шаровых скоплениях, наоборот, такие звезды редки или вовсе отсутствуют. Известно около 1200 рассеянных звездных скоплений, .Каждое из них включает в себя от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд, в основном принадлежащий к главной последовательности.
Горячие белые и голубые звезды-гиганты - образования весьма молодые, существующие не более нескольких десятков миллионов лет (для звезд этот срок все равно что для человека несколько дней). Раз их нет в шаровых звездных скоплениях, значит, сами эти скопления по-видимому, имеют весьма почтенный возраст.
О том же свидетельствует и другой факт-в шаровых звездных скоплениях, за очень редким исключением, нет газовых или пылевых туманностей. Межзвездное пространство там почти идеально прозрачно. Так могло получиться, если, например, шаровые звездные скопления совершили много оборотов вокруг ядра Галактики и каждый раз проходя через богатую глазом и пылью серединную плоскость нашей звездной системы, они оставляли там свои газы и пыль. Этот грандиозный очистительный «фильтр" действовал, безотказно и, возможно, благодари, ему шары из звезд так очищены от межзвездного «мусора».
Заметим, что в шаровых скоплениях найдены сотни переменных звезд и источники рентгеновского излучения.
МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ
В созвездии Ориона темными зимними ночами можно рассмотреть слабо светящееся туманное пятнышко. Его впервые заметили еще в 1618 г., и с тех пор на протяжении трех с половиной веков туманность Ориона служит предметом тщательного исследования.
Невооруженному глазу туманность Ориона кажется размером с Луну. На фотоснимках, полученных при помощи мощных телескопов, она занимает, всё созвездие! Это невообразимо большое и очень сложное по своей структуре межзвездное облако космических газов находится от Земли на расстоянии 1800 св. лет.
Туманность Ориона - типичный представитель первой группы межзвездных объектов - газовых туманностей.
Вторая, не менее многочисленная группа межзвездных образований представлена в том же созвездии. Это знаменитая тёмная туманность, благодаря своим причудливым внешним очертаниям названная Конской головой. Наибольший поперечник «голо-вы», в 20800 раз превышает расстояние от Земли до Солнца.
Конская голова состоит из мельчайшей твердой космической пыли.Облако пыли задерживает свет расположенных за ним звезд, и поэтому на фоне звездного неба некоторые из пылевых туманностей имеют вид зловещих черных пятен. Из образований подобного рода наиболее заметна развилка Млечного Пути. В темные августовские ночи, когда созвездие Лебедя в наших широтах близко к зениту. Млечный Путь, начиная от Денеба - самой яркой звезды в Лебеде, двумя сверкающими потоками ниспадает к горизонту. Разделение Млечного Пути только кажущееся. Оно вызвано колоссальными и сравнительно близкими к нам облаками космической пыли, которая и создает эффект развилки.
Темные и светлые туманности, подобные описанным выше, легко доступны для наблюдения. Гораздо труднее обнаружить необычайно разреженную и почти совершенно прозрачную газовую среду, которая называется межзвездным газом.
Известно, что межзвездный газ на самом деле представляет собой смесь, главным образом, водорода и гелия. Непрерывной дымкой заполняют эти газы межзвездное пространство нашей Галактики, и нет направления, в котором бы спектрограф не обнаруживал присутствия разреженной межзвездной среды.
Кроме газа и пыли есть и другие формы материи, которые совсем не оставляют места для пустоты.
Солнце и звезды, особенно некоторых типов и на определенных этапах своей эволюции, выбрасывают в пространство великое множество мельчайших частиц - корпускул. Среди них преобладают протоны и альфа-частицы, представляющие собой ядра наиболее легких химических элементов - водорода и гелия. Нет сомнения в том, что межзвездное пространство пронизывается корпускулярными потоками, или, как говорят, корпускулярным излучением звезд.
К этому добавляются потоки электромагнитного излучения, испускаемого не только звездами, но и самой межзвездной средой. Часть этого излучения человеческий глаз воспринимает в виде света, другие электромагнитные волны, например радиоволны, могут быть уловлены с помощью тех или иных приемников. Вся эта лучистая энергия сплошь заполняет космос, по крайней мере в наблюдаемой нами его части. Нельзя указать ни одной точки пространства, куда бы не доходило в той или иной форме электромагнитное излучение.
Из закона всемирного тяготения следует, что притяжение каждого предмета может быть обнаружено на любом сколь угодно большом расстоянии. Проявление сил данной природы в пространстве называется полем этих сил. Следовательно, протяженность поля тяготения любого тела, строго говоря, беспредельна. Оно, если угодно, может считаться своеобразным «продолжением» любого тела.
Поле хотя и невещественно (т. е. не состоит из элементарных частиц вещества - электронов, протонов, нейтронов и т. п.), тем не менее вполне материально. Ведь под материей понимается любая объективная реальность, т. е. все то, что существует независимо от нас и, воздействуя на наши органы чувств, порождает в нас ощущения.
Два тела, состоящие из вещества, не могут одновременно занимать один и тот же объем пространства. Для полей тяготения такого ограничения нет. Они совершенно беспрепятственно перекрывают друг друга, и в данном объеме пространства могут действовать совместно много полей и даже разной природы (электрические, магнитные и т.д.).
Все сказанное о гравитационном поле в полной мере относится к полям электромагнитным, наличие которых в космосе также можно считать твердо установленным.
Возвращаясь к веществу между звездами, заметим, что в окружающей нас земной обстановке нет ничего, что хотя бы в отдаленной степени напоминало сверхразреженную межзвездную среду. Самым легким веществом обычно принято считать воздух. Однако по сравнению с любой межзвездной туманностью воздух выглядит образованием необычайно плотным. Кубический сантиметр комнатного воздуха имеет массу, близкую к 1 мг; плотность туманности Ориона в 100 000 000 000 000 000 (10 17) раз меньше. Прочесть это число нелегко. Но еще труднее наглядно представить себе столь большую степень разреженности вещества.
Плотность межзвездных газовых туманностей (10 -17 кг/м 3) так ничтожно мала, что массой в 1 мг будет обладать газовое облако объемом в 100 км 3 !
В технике стремятся в некоторых случаях получить вакуум - весьма разреженное состояние газов. Путем довольно сложных ухищрений удается уменьшить плотность комнатного воздуха в 10 млрд. раз. Но и такая «техническая пустота» все же оказывается в миллион раз более плотной, чем любая газовая туманность!
Может показаться странным, почему столь разреженная среда на фотографиях кажется сплошным и даже плотным светящимся облаком, тогда как воздух настолько прозрачен, что почти не искажает наблюдаемую сквозь него картину Вселенной. Причина заключается, конечно, в размерах туманностей. Они так грандиозны, что представить себе объем, ими занимаемый, нисколько не легче, чем ничтожную их плотность
В среднем туманности имеют поперечники, измеряемые световыми годами или даже десятками световых лет. Это означает, что если Землю уменьшить до размеров булавочной головки, то в таком масштабе туманность Ориона должна быть изображена облаком размером с земной шар! Поэтому, несмотря на ничтожную плотность составляющих ее газов, вещества туманности Ориона все же вполне хватило бы на изготовлением нескольких сотен таких звезд, как наше Солнце.
Мы находимся от туманности Ориона на расстоянии, которое свет преодолевает за 1800 лет. Благодаря этому мы видим ее всю целиком. Если же в будущем при межзвездных перелетах путешественники окажутся внутри туманности Ориона, то заметить это будет нелегко - рассматриваемая «изнутри» туманность покажется почти идеально прозрачной.
Свечение газопылевых туманностей может быть вызвано тремя причинами. Во-первых, если вблизи туманности находится какая-нибудь звезда - туманность отражает ее свет, как туман, освещенный уличным фонарем. Во-вторых, в тех случаях, когда соседняя звезда весьма горячая (с температурой атмосферы большей 20000 К), атомы газов туманности переизлучают энергию, получаемую от звезды, и процесс свечения превращается в люминесценцию, имеющую сходство со свечением газов в рекламных трубках. Наконец, постоянно движущиеся газовые облака иногда сталкиваются друг с другом, и энергия столкновения частично преобразуется в излучение. Разумеется, все три причины могут действовать и совместно.
АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ
Когда мы видим на небе группу редких звезд, объяснить это их случайной встречей в мировом пространстве было бы ошибкой. Скорее такие звезды имеют общее происхождение, и мы их застали в ранний период их жизни, когда они еще не успели разойтись в разные стороны.
Так рассуждал известный советский астроном, академик В. А. Амбарцумян, когда в!947 г. ему удалось открыть рассеянные группы очень горячих звезд-гигантов (спектральные классы О и В), а также переменных желтых и красных карликовых звезд типа звезды Т Тельца. Первые из этих группировок В. А. Амбарцумян назвал 0-ассоциацнямй, вторые Т-ассоциациями. Каждая ассоциация состоит из нескольких десятков звезд, и размеры их колеблются в пределах от десятков до сотен световых лет. Установлено, что некоторые ассоциации медленно расширяются во все стороны.
Внутри звездных ассоциаций обнаружены большие массы водорода и пылевая материя.
По мнению В. А. Амбарцумяна н его последователей, звезды, образующие ассоциации, возникли одновременно из особых, как он называет, дозвездных тел. Эти тела пока решительно ничем себя непосредственно не проявили. Существуют ли они в действительности, покажет будущее.
Еще в 1944 г. немецкий астроном В. Бааде (1893-1966) разделил звездное население Галактики на два типа. К первому он отнес звезды, составляющие спиральные ветви нашей звездной системы, а также звезды рассеянных звездных скоплений и некоторые другие. Население второго типа по Бааде - это звезды шаровых звездных скоплений и звезды ядра Галактики.
Примерно в это же время детальное изучение структуры Галактики начал известный советский специалист по звездной астрономии Б. В. Кукаркин (1909-1977). В итоге он пришел к выводу, что в Галактике можно выделить три подсистемы: плоскую, промежуточную и сферическую. Б. В. Кукаркин доказал, что звезды с одинаковыми физическими характеристиками распределяются в пространстве одинаковым способом. Так, например, горячие гигантские звезды спектральных классов О и В, звезды рассеянных скоплений, пылевые туманности и сверхновые звезды образуют плоские подсистемы. Промежуточные подсистемы образованы новыми звездами, белыми карликами и некоторыми переменными звездами. Наконец, распределение в пространстве шаровых звездных скоплений, субкарликов и некоторых типов переменных звезд характерно для сферических подсистем.
Есть прямая связь между результатами Бааде и Кукаркина. Плоские подсистемы состоят из населения I типа, сферические-из населения II типа. Любопытно, что звезды II типа отличаются дефицитом металлов, что скорее всего свидетельствует о большом возрасте звезд сферических подсистем.
Описанное разделение на подсистемы, по-видимому, имеет глубокий эволюционный смысл, раскрыть который в деталях предстоит в будущем. В настоящее время принято делить население Галактики на пять подсистем, схемы и названия которых указаны на рисунке. В следующей таблице приведен примерный возраст каждой из подсистем в миллиардах лет и их характерный состав.
Как уже говорилось, главное, центральное сгущение звезд в Галактике называется балджем. Спиральная структура в балдже не проявляется. Она характерна для диска-плоской составляющей Галактики поперечником около 100000 св. лет. Скорее всего Галактика имеет две спиральные ветви, шириной около 3000 св. лет каждая.
Самая центральная область Галактики поперечником в несколько тысяч световых лет-это арена очень бурных и пока еще не вполне понятных процессов. Здесь наблюдается движение газов со скоростью в сотни километров в секунду, и создается впечатление, что имеют место какие-то гигантские взрывы, последствия которых мы видим. Пыль мешает нам рассмотреть подробности, но, по мнению ряда астрономов, в центре Галактики имеется сверхмассивная «черная дыра» с массой в десятки тысяч солнечных масс, окруженная втягивающимися в нее газами. Так ли это, решит будущее.
МЕСТНАЯ СИСТЕМА
Не только Вильям Гершель, но и некоторые его предшественники высказывали предположение, что часть светлых туманностей на небе представляют собой другие звездные системы, подобные Галактике. Лорд Росс даже сумел в свой огромный телескоп рассмотреть спиральную структуру некоторых из них. Но все это были ничем не подкрепленные догадки, и дискуссия об истинной природе «подозрительных» туманностей захватила почти всю первую четверть текущего века.
Лишь в 1924 г. американский астроном Эдвин Хаббл (1889-1953) при помощи 100-дюймового рефлектора обсерватории Маунт-Вилсон сумел «разложить» на отдельные звезды спиральные ветви туманностей Андромеды и Треугольника. Среди этих звезд оказались цефеиды - переменные звезды, период изменения светимости которых однозначно определяет абсолютное значение их светимости. Как уже говорилось, зная абсолютную и видимую яркость звезды, легко вычислить расстояние до нее. Так впервые удалось доказать, что обе туманности лежат далеко за пределами Галактики. Постепенно, в борьбе разных идей, родилась новая отрасль науки - внегалактическая астрономия.
Сегодня известно великое множество галактик. На некоторых участках неба их видно больше, чем звезд. До самых дальних из них луч света доходит лишь за миллиарды лет. Естественно, что изучение мира галактик началось с ближайших из них, которые вместе с нашей Галактикой образуют Местную систему из 34 галактик.
Местная система галактик занимает огромный объем пространства поперечником около 6 000 000 св. лет. Из 34 членов этой системы два (туманность Андромеды и наша Галактика) принадлежат к гигантским звездным системам, три (Магеллановы Облака и туманность Треугольника) являются системами промежуточных размеров, а остальные - типичные галактики-карлики.
Трудно сказать, насколько характерно такое сочетание звездных систем для других областей Вселенной. С больших расстояний карликовые галактики просто не видны. Можно все же думать, что карликовых галактик во Вселенной должно быть не меньше, чем гигантских звездных систем.
ВЫВОДЫ
Изучение звездных систем, очевидно немыслимое в древности, могло начаться на достаточно высоком уровне развития телескопической техники. Начало было положено в ХVIII и XIX вв. громадными рефлекторами Гершелей и Росса. На протяжении этих веков осмысливалось положение Земли в звездном мире. Окончательно открытие Галактики с ее реальными параметрами состоялось лишь к началу 20-х годов текущего века. С этих же лет начинается и бурный рост внегалактической астрономии, чему способствовали прогресс в телескопостроении и рождение радиоастрономии.
Ныне наблюдаемая часть Вселенной предстает как совокупность материальных систем, начиная от кратных звезд и звездных скоплений и кончая облаками из сотен тысяч галактик.
Главная задача современной звездной астрономии состоит в выяснении деталей строения Метагалактики, т. е. всего доступного нашему изучению звездного мира. Открытие квазаров и уменьшение их численности по мере дальнейшего проникновения в глубины Вселенной, возможно, показывает, что «границы» Метагалактики близки к наблюдению самых старых объектов мироздания.
То, что уже известно о мире галактик, показывает громадное многообразие звездных систем. Этот факт еще и еще раз убеждает нас в неисчерпаемости окружающего нас материального мира.
Список использованной литературы.
1. Засов А.В., Кононович Э.В. Астрономия: Учебник для 11 класса общеобразовательных учреждений. 3-е изд. –М.: Просвещение, АО «Московские учебники», 2001.
2. О. Струве, Б. Линдс, Э. Пилланс. Элементарная астрономия. 2-е изд. –М.: Наука 1967.
3. Моше Д. Астрономия: Книга для учащихся. Перевод с английского/Под редакцией А. А. Гурштейна. – М.: Просвещение, 1985.
4. Агекян Т. А. Звёзды, галактики, Метагалактика. –3-е изд. –М.: Наука, 1981.
5. Зигель Ф.Ю. Астрономия в ёё развитии: Книга для учащихся 8-10 классов средней школы. –М.: Просвещение, 1988.
Происхождение и эволюция галактик и звезд.
Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как именно они произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется космогонией.
Современные научные космогонические гипотезы – результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных
В космогонических гипотезах в значительной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотезы. Подтверждаются те гипотезы, которые не только могут объяснить известные из наблюдений факты, но и предсказать новые открытия.
Звезды возникали в ходе эволюции галактик. Большинство астрономов считают, что это происходило в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают наблюдения, “молодые” звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентрируются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее интенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находится в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более плотные газово-пылевые облака и другие объекты. Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура её поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапазоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться обнаружить среди довольно многочисленных источников инфракрасного излучения. Поиски протозвезд (и протогалактик) сейчас ведутся на многих обсерваториях.
Одно из основных отличий протозвезды от звезды заключается в том, что в протозвезде еще не происходят термоядерные реакции, то есть в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протзвезды температура её недрах станет порядка 10 7 К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа теперь уже может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды.
Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при большей температуре достигается равновесие. По этой причине у массивных звезд большие светимости.
Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода
В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности диаграммы “спектр – светимость”. Таких звезд больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, учитывая, что от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени её массы, то массивные звезды, массы которых в несколько раз больше массы Солнца, эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу – миллиарды лет.
Когда весь водород в центральной области звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 * 10 7 К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элеменᴛᴏʙ). Светимость и размеры звезд будут возрастать
В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Многие звезды не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид.
Заключительный этап жизни звезды, как и вся её эволюция, решающим образом зависит от массы звезды. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что многие звезды превращаются в белых карликов, которые затем постепенно остывают, становясь “потухшими звездами”.
Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Изучим конкретный случай. Вот к примеру, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время её взрыва), а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.
Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элеменᴛᴏʙ, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений.
Если масса звезды вдвое превышает массу Солнца, то такая звезда, ᴨᴏᴛеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния
В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в черную дыру. Такого рода название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не выпускает за её пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). По этой причине черную дыру нельзя увидеть ни в каком диапазоне электромагнитных волн
Дальнейшее развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о происхождении галактик и звезд окажутся правильными. Но нет сомнения в том, что звезды рождаются, живут, умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной; звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время.
Современные представления о происхождении планет.
Проблема происхождения планет – очень ᴄᴫᴏжная и далеко еще не решенная проблема, во многом зависящая от развития не только астрономии, но и других естественных наук (прежде всего наук о Земле). Дело в том, что пока можно изучить только единственную планетарную систему, окружающую наше Солнце. Как выглядят более молодые и более старые системы, вероятно существующие вокруг других звезд, неизвестно. Для того чтобы правильно объяснить происхождение планет, необходимо также знать, как образовалось Солнце и другие звезды, ᴨᴏᴛому что планетарные системы появляются вокруг звезд в результате закономерных процессов развития материи.
Наиболее важные выводы планетной космогонии сводятся к следующему:
а) планеты сформировались в результате объединения твердых (холодных) тел и частиц, входивших в состав туманности, которая когда –то окружала Солнце. Эту туманность часто называют “допланетным” или “протопланетным” облаком. Считается, что солнце и протопланетное облако сформировались одновременно в едином процессе, хотя пока неизвестно, как произошло отделение части туманности, из которой возникли планеты, от “протосолнца”.
б) формирование планет происходило под воздействием различных физических процессов. Следствием механических процессов стало сжатие (уплощение) вращающейся туманности, её удаление от “протосолнца”, столкновение частиц, их укрупнение и т.д. Изменялась температура вещества, туманности и состояние, в котором находилось вещество. Замедление вращения будущего Солнца могло быть обусловлено магнитным полем, связывающим туманность с “протосолнцем”. Взаимодействие солнечного излучения с веществом протопланетного облака привело к тому, что наиболее легкие и многочисленные частицы оказались вдали от Солнца (там, где сейчас планеты-гиганты).
в) спутники планет (а значит, и наша Луна) возникли, по-видимому, из роя частиц, окружающих планеты, то есть тоже из вещества протопланетной туманности. Пояс астероидов возник там, где притяжение Юпитера препятствовало формированию крупной планеты.
Основная идея современной планетной космогонии – это то, что планеты и их спутники образовались из холодных твердых тел и частиц.
Строение, происхождение и эволюция Вселенной с точки зрения современной науки.
Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка вселенной имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся Вселенная бесконечна и вечна, учитывая, что она является вечно самодвижущейся материей.
Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем. По этой причине не будет ошибкой сказать, что любая наука так или иначе изучает Вселенную, точнее, те или иные её стороны. С развитием кибернетики в различных областях научных исследований приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого метода состоит в том, что вместо того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не обязательно вещественная копия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир. Так, к примеру, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением однородной и изотропной (воображаемой) Вселенной, в которой все физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались так же модели, в которых к этим двум условиям добавлялось третье - неизменность картины мира. Это означает, что в какую бы эпоху мы не созерцали мир, он всегда должен выглядеть в общих чертах одинаково. Эти во многом условные и схематические модели помогли осветить некоторые важные стороны окружающего нас мира. Но! Как бы ᴄᴫᴏжна ни была та или иная теоретическая модель, какие бы многообразные факты она ни учитывала, любая модель – это еще не само явление, а только более или менее точная его копия, так сказать, образ реального мира. По этой причине все результаты, полученные с помощью моделей Вселенной, необходимо обязательно проверять путем сравнения с реальностью. Нельзя отождествлять само явление с моделью. Нельзя без тщательной проверки, приписывать природе те свойства, которыми обладает модель. Ни одна из моделей не может претендовать на роль точного “слепка” Вселенной. Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и не изотропной Вселенной.
Звезды во Вселенной объединены в гигантские Звездные системы, называемые галактиками. Звездная система, в составе которой как рядовая звезда находится наше Солнце, называется Галактикой.
Число звезд в галактике порядка 10 12 (триллиона). Млечный путь - светлая серебристая полоса звезд - опоясывает всё небо, составляя основную часть нашей Галактики. Млечный путь наиболее ярок в созвездии Стрельца, где находятся самые мощные облака звезд. Наименее ярок он в противоположной части неба. Из этого нетрудно сделать заключение, что солнечная система находится не в центре Галактики, который от нас виден в направлении созвездия Стрельца. Наша Галактика занимает пространство, напоминающее линзу или чечевицу, если смотреть на нее сбоку. Размеры Галактики были замечены по расположению звезд, которые видны на больших расстояниях. Это - цефеиды и горячие гиганты. Диаметр Галактики примерно равен 3000 пк (Парсек (пк) – расстояние, с кᴏᴛᴏᴘыᴍ большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1?. 1 Парсек = 3,26 свеᴛᴏʙого года = 206265 а.е. = 3*10 13 км.) или 100000 свеᴛᴏʙых лет (свеᴛᴏʙой год – расстояние, пройденное светом в течение года), но четкой границы у нее нет, ᴨᴏᴛому что звездная плотность постепенно сходит на нет.
В центре Галактики расположено ядро диаметром 1000-2000 пк – гигантское уплотненное скопление звезд. Оно находится от нас на расстоянии почти 10000 пк (30000 свеᴛᴏʙых лет) в направлении созвездия Стрельца, но почти целиком скрыто плотной завесой облаков, что препятствует визуальным и фотографическим наблюдениям этого интереснейшего объекта Галактики
В состав ядра входит много красных гиганᴛᴏʙ и короткопериодических цефеид.
Звезды верхней части главной последовательности, а особенно сверхгиганты и классические цефеиды, составляют более молодые население. Оно располагается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой или диск. Среди звезд этого диска находится пылевая материя и облака газа. Субкарлики и гиганты образуют вокруг ядра и диска Галактики сферическую систему.
Масса нашей галактики оценивается сейчас разными способами и равна 2*10 11 масс Солнца (масса Солнца равна 2*10 30 кг.) причем 1/1000 её заключена в межзвездном газе и пыли. Поперечник нашей Галактики составляет 100000 свеᴛᴏʙых лет. Путем кропотливой работы московский астрономом В.В. Кукарин в 1944 г. нашел доказательства спиральной структуры Галактики, причем оказалось, что мы живем в пространстве между двумя спиральными ветвями, бедном звездами.
В некоторых местах на небе в телескоп, а кое- где даже невооруженным глазом, можно различить тесные группы звезд, связанные взаимным тяготением, или звездные скопления.
Существует два вида звездных скоплений: рассеянные и шаровые.
Рассеянные скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и сверхгиганᴛᴏʙ со слабой концентрацией к центру.
Шаровые же скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и красных гиганᴛᴏʙ. Порой они содержат короткопериодические цефеиды.
Размер рассеянных скоплений – несколько парсек. Размер шаровых скоплений с сильной концентрацией звезд к центру – десяток парсек. Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних десятки тысяч.
Кроме звезд в состав Галактики входит еще рассеянная материя, чрезвычайно рассеянное вещество, состоящее из межзвездного газа и пыли. Оно образует туманности. Туманности бывают диффузными (клочковатой формы) и планетарными. Пример: газопылевая туманность в созвездии Ориона и темная пылевая туманность Конская голова.
Расстояние до туманности в созвездии Ориона равно 500 пк, диаметр центральной части туманности – 6 пк, масса приблизительно в 100 раз больше массы Солнца.
Во Вселенной нет ничего единственного и неповторимого в том смысле, что в ней нет такого тела, такого явления, основные и общие свойства которого не были бы повторены в другом теле, другими явлениями.
Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен, и некоторые из них очень живописны. Эдвин Пауэлла Хаббл (1889-1953), выдающийся американский астроном – наблюдатель, избрал самый простой метод классификации галактик по внешнему виду, и, нужно сказать, что хотя впоследствии другими выдающимися исследователями были внесены разумные предложения по классификации, первоначальная система, выведенная Хабблом, по прежнему остаётся основой классификации галактик.
Хаббл предложил разделить все галактики на 3 вида:
Эллиптические – обозначаемые Е (elliptical);
Спиральные (Spiral);
Неправильные – обозначаемые (irregular).
Эллиптические галактики внешне невыразительные. Они имеют вид гладких эллипсов или кругов с постепенным круговым уменьшением яркости от центра к периферии. Ни каких дополнительных частей у них нет, ᴨᴏᴛому что эллиптические галактики состоят из второго типа звездного населения. Они построены из звезд красных и желтых гиганᴛᴏʙ, красных и желтых карликов и некоторого количества белых звезд не очень высокой светлости. Отсутствуют бело-голубые сверхгиганты и гиганты, группировки которых можно наблюдать в виде ярких сгустков, придающих структурность системе, нет пылевой материи, которая, в тех галактиках где она имеется, создаёт темные полосы, оттеняющие форму звездной системы.
Внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой – большим или меньшим сжатием (NGG и 636, NGC 4406, NGC 3115 и др.)
С несколько однообразными эллиптическими галактиками контрастируют спиральные галактики, являющиеся может быть даже самыми живописными объектами во Вселенной. У эллиптических галактик внешний вид говорит о статичности, стационарности. Спиральные галактики, наоборот, являют собой пример динамики формы. Важно учесть, что их красивые ветви, выходящие из центрального ядра и как бы теряющие очертания за пределами галактики, указывает на мощное стремительное движение. Поражает также многообразие форм и рисунков ветвей. Стоит отменить, что традиционно, у галактики имеются две спиральные ветви, берущие начало в противоположных точках ядра, развивающимися сходным симметричным образом и теряющимися в противоположных областях периферии галактики. Но при этом известны примеры большего, чем двух числа спиральных ветвей в галактике
В других случаях спирали две, но они неравны – одна значительно более развита, чем вторая. Примеры спиральных галактик: М31, NGC 3898, NGC 1302, NGC 6384, NGC 1232 и др.
Перечисленные до сих пор типы галактик характеризовались симметричностью форм, определенным характером рисунка. Но встречаются большое число галактик неправильной формы, без какой-либо закономерности структурного строения. Хаббл дал им обозначение от английского слова irregular – неправильные.
Неправильная форма у галактики может быть вследствие того, что она не успела принять правильной формы из-за малой плотности в ней материи или из-за молодого возраста. Есть и другая возможность: галактика может стать неправильной вследствие искажения формы в результате взаимодействия с другой галактикой. По-видимому, эти оба случая встречаются среди неправильных галактик и с этим связано разделение неправильных галактик на 2 подтипа:
Первый подтип характеризуется сравнительно высокой яркостью и ᴄᴫᴏжностью неправильной структуры (NGM 25744, NGC 5204). Французский астроном Вакулер в некоторых галактиках этого подтипа, к примеру, Магеллановых облаках, обнаружил признаки спиральной разрушенной структуры.
Неправильные галактики другого подтипа отличаются очень низкой яркостью. Эта черта выделяет их из среды галактик всех других типов
В то же время она препятствует обнаружению этих галактик, вследствие чего удалось выявить только несколько галактик этого типа, расположенных сравнительно близко (галактика в созвездии Льва.).
Только 3 галактики можно наблюдать невооруженным глазом: Большое Магелланово облако, Малое Магелланово облако и Туманность Андромеды.
Вращающаяся звездная система по истечении некоторого срока должна принять форму шара. Такой вывод следует из теоретических исследований. Он подтверждается на примере шаровых скоплений, которые вращаются и имеют шарообразную форму.
Если же звездная система сплюснута, то это означает, что она вращается. Следовательно, должны вращаться и эллиптические галактики, за исключением тех из них, которые шарообразны. Вращение происходит вокруг оси, которая перпендикулярна главной плоскости симметрии. Галактика сжата вдоль оси своего вращения. Впервые вращение галактик обнаружил в 1914 г. американский астроном Слайфер.
Особый интерес представляют галактики с резко повышенной светимостью. Важно учесть, что их принято называть радиогалактиками. Наиболее выдающаяся галактика - Лебедьl . Это слабая двойная галактика с чрезвычайно тесно расположенными друг к другу компонентами, являющимися мощнейшим дискретным источником. Объекты, подобные галактике Лебедьl , безусловно, очень редки в метагалактике, но Лебедьl не единственный объект подобного рода во Вселенной. Они должны находиться на громадном расстоянии друг от друга (более 200Мпс).
Поток проходящего от них радиоизлучения в виду большого расстояния слабее, чем от источника Лебедьl .
Несколько ярких галактик, входящих в каталог NGC, также можно отнести к разряду радиогалактик, ᴨᴏᴛому что их радиоизлучение аналогично сильное, хотя оно значительно уступает по энергии свеᴛᴏʙому. Из этих галактик NGC 1273, NGC 5128, NGC 4782 и NGC 6186 являются двойными. Одиночные - NGC 2623 и NGC 4486.
Когда английские и австралийские астрономы, применив интерференционный метод, в 1963 г. определили с большой точностью положения значительного числа дискретных источников радиоизлучения, они одновременно определили и другие угловые размеры некоторого числа радиоисточников. Диаметры большинства из них исчислялись минутами или десятками секунд дуги, но у 5-ти источников, а именно у 3С48, 3С147, 3С196, 3С273 и 3С286, размеры оказались меньше секунды дуги. Поток их радиоизлучения не уступал по величине радиоизлучению других дискретных источников, превосходящих их по площади излучения в десятки тысяч раз. Эти источники радиоизлучения были названы квазарами. Сейчас их открыто более 1000. Блеск квазара не остается постоянным. Массы квазаров достигают миллиона солнечных масс. Источник энергии квазаров до сих пор не ясен Есть предположения, что квазары – это исключительно активные ядра очень далеких галактик.
Теоретическое моделирование имеет важное значение так же и для выяснения прошлого и будущего наблюдаемой Вселенной
В 1922 г. А.А. Фридман занялся разработкой оригинальной теоретической модели Вселенной. Он предположил, что средняя плотность не является постоянной, а меняется с течением времени. Фридман пришел к выводу, что любая достаточно большая часть Вселенной, равномерно заполненная материей, не может находиться в состоянии равновесия: она должна либо расширяться, либо сжиматься. Еще в 1917 г. В.М. Слайфер обнаружил “красное смещение” спектральных линий в спектрах далёких галактик. Подобное смещение наблюдается тогда, когда источник света удаляется от наблюдателя
В 1929 г. Э. Хаббл объяснил это явление взаимным разбеганием этих звездных систем. Явление “красного смещения” наблюдается в спектрах почти всех галактик, кроме ближайших (нескольких). И чем дальше от нас галактика, тем больше сдвиг линий в её спектре, т.е. все звездные системы удаляются от нас с огромными скоростями в сотни, тысячи десятки тысяч километров в секунду; более далекие галактики обладают и большими скоростями. А после того, как эффект “красного смещения” был обнаружен и в радиодиапазоне, то не осталось никаких сомнений в том, что наблюдаемая Вселенная расширяется. В настоящее время известны галактики, удаляющиеся от нас со скоростью 0,46 скорости света, а сверхзвезды и квазары – 0,85 скорости света. Но почему они движутся, расширяются? На галактики постоянно действует какая-то сила. В отдаленном прошлом материя в нашей области Вселенной находилась в сверхплотном состоянии. Затем произошел “взрыв”, в результате которого и началось расширение. Для того чтобы выяснить дальнейшую судьбу метагалактики, необходимо оценить среднюю плотность межзвездного газа. Если она выше 10 протонов на 1м 3 , то общее гравитационное поле метагалактики достаточно велико, чтобы постепенно остановить расширение. И оно сменяется сжатием.
Возникли два мнения по поводу состояния Метагалактики до начала расширения. Согласно одному из них первоначальное вещество метагалактики состояло из “холодной” смеси протонов, т.е. ядер атомов водорода, электронов и нейтронов. Согласно второй, температура была очень велика, а плотность излучения даже превосходила плотность вещества. Но после открытия в 1965 г. реликᴛᴏʙого излучения А. Пензиасом и Р. Вилсоном, предпочтение было отдано второй теории. После была предпринята попытка представить ход событий на первых стадиях расширения Метагалактики: через 1сек. после начала расширения сверхплотной исходной плазмы плотность вещества снизилась до 500 кг/ см 3 , а t=10 13 С о. В течении следующих 100сек. плотность снизилась до 50 г/см 3 , температура упала. Объединились протоны и нейтроны => ядра гелия. При t=4000 о это продолжалось несколько сотен тысяч лет. Затем, после того, как образовались атомы водорода, началось постепенное формирование горячих водородных облаков, из которых образовались галактики и звезды. Но при этом в процессе расширения могли сохраниться сгустки сверхплотного дозвездного вещества, а в процессе их распада образовались звезды и галактики. Не исключено, что действовали оба механизма.
Понятие Метагалактика не является вполне ясным. Оно сформировалось на основании аналогии со звездами. Наблюдения показывают, что галактики, подобно звездам, группирующиеся в рассеянные и шаровые скопления, также объединяются в группы и скопления различной численности. Вся охваченная современными методами астрономических наблюдений часть Вселенной называется Метагалактикой (или нашей Вселенной)
В Метагалактике пространство между галактиками заполнено чрезвычайно разряженным межгалактическим газом, пронизывается космическими лучами, в нем существуют магнитные и гравитационные поля, и, вероятно, невидимые массы веществ.
От наиболее удаленных метагалактических объекᴛᴏʙ свет идет до нас много миллионов лет. Но все-таки нет оснований утверждать, что метагалактика - это вся Вселенная. Возможно, существуют другие, пока не известные нам метагалактики.
В 1929 г. Хаббл открыл замечательную закономерность, которая была названа “законом Хаббла” или законом “красного смещения”: линии галактик смещены к красному концу, причем смещение тем больше, чем дальше находится галактика.
Объяснив красное смещение эффектом Доплера, ученые пришли к выводу о том, что расстояние между нашей и другими галактиками непрерывно увеличивается. Хотя, безусловно, галактики не разлетаются во все стороны от нашей галактики, которая не занимает никакого особого положения в Метагалактике, а происходит взаимное удаление всех галактик. Следовательно, Метагалактика не стационарна.
Открытие расширения Метагалактики свидетельствует о том, что в прошлом Метагалактика была не такой как сейчас и иной станет в будущем, т.е. Метагалактика эволюционирует.
По красному смещению определены скорости удаления галактик. У многих галактик они очень велики, соизмеримы со скоростью света. Самым большими скоростями (более 250 000 км/с) обладают некоторые квазары, которые считаются самыми удаленными от нас объектами Метагалактики.
Мы живем в расширяющейся Метагалактике. Расширение Метагалактики проявляется только на уровне скоплений и сверхскоплений галактик. Метагалактика имеет одну особенность: не существует центра, от которого разбегаются галактики. Удалось вычислить промежуток времени с начала расширения Метагалактики. Он равен 20-13 млрд. лет. Расширение Метагалактики является самым грандиозным из известных в настоящее время явлений природы. Это открытие произвело коренное изменение во взглядах философов и ученых. Ведь некоторые философы ставили знак равенства между Метагалактикой и Вселенной, и пытались доказать, что расширение Метагалактики подтверждает религиозное представление о божественности происхождения Вселенной. Но Вселенной известны естественные процессы, по всей вероятности это взрывы. Есть предположение, что расширение Метагалактики также началось с явления, напоминающего колоссальный взрыв вещества, обладающего огромной температурой и плотностью.
Расчеты, выполненные астрофизиками, свидетельствуют о том, что после начала расширения вещество Метагалактики имело высокую температуру и состояло из элементарных частиц (нуклонов) и их античастиц
В ходе расширения изменилась не только температура и плотность вещества, но и состав входивших в него частиц, т.е. многие частицы и античастицы аннигилировали, порождая при этом электромагнитные кванты.
Эта теория называется теорией “горячей Вселенной”, когда сверхплотное вещество превратилось в вещество с близкой плотностью к плотности воды. Через несколько часов плотность почти сравнялась с плотностью нашего воздуха, а сейчас, по истечении миллиардов лет, оценка средней плотности вещества в Метагалактике приводит к значению порядка 10 -28 кг/м 3 .
Великий немецкий ученый , философ Кант (1724-1804) создал первую универсальную концепцию эволюционирующей Вселенной и представлял Вселенную бесконечной в особом смысле. Он обосновал возможности и значительную вероятность возникновения такой Вселенной исключительно под действием механических сил притяжения и отталкивания и попытался выяснить дальнейшую судьбу этой Вселенной на всех её масштабных уровнях – начиная с планетной системы и кончая миром туманности.
Эйнштейн совершил радикальную научную революцию, открыв теорию относительности
В статье от 30.06.1905 г., заложившей основы специальной теории относительности, Эйнштейн, обобщая принципы относительности Галилея, провозгласил равноправие всех инерциальных систем отсчета не только в механических, но также в электромагнитных явлениях.
Специальная или частная теория относительности Эйнштейна явилась результатом обобщения механики Галилея и электродинамики Лоренца. Она описывает законы всех физических процессов при скоростях движения близких к скорости света.
Впервые принципиально новые космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик-теоретик Александр Фридман (1888-1925 гг.). Фридман привел две модели Вселенной. Вскоре эти модели нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далёких галактик в эффекте “красного смещения” в их спектрах.
Этим Фридман доказал, что вещество во Вселенной не может находиться в покое. Своими выводами Фридман теоретически способствовал открытию необходимости глобальной эволюции Вселенной.
Существует несколько теорий эволюции:
Теория пульсирующей Вселенной утверждает, что наш мир произошел в результате гигантского взрыва. Но расширение Вселенной не будет продолжаться вечно, т.к. его остановит гравитация. По этой теории наша Вселенная расширяется в течение 18 млрд. лет со времени взрыва
В будущем расширение полностью замедлится и произойдет остановка, а затем она начнёт сжиматься до тех пор, пока вещество опять не сожмется и произойдет новый взрыв.
Теория стационарного взрыва: согласно ей Вселенная не имеет ни начала, ни конца. Она все время пребывает в одном и том же состоянии. Постоянно идет образование нового водоворота, чтобы возместить вещество удаляющихся галактик. Вот по этой причине Вселенная всегда одинакова, но если Вселенная, начало которой положил взрыв, будет расширяться до бесконечности, то она постепенно охладится и совсем угаснет.
Но пока ни одна из этих теорий не доказана, т.к. на данный момент не существует каких либо точных доказательств хотя бы одной из них.
Наиболее вероятное значение постоянной Хаббла (коэффициента пропорциональности, связывающего скорости удаления внегалактических объекᴛᴏʙ и расстояние до них, составляющее 60 км/(с* Мпк), приводит к значению времени расширения метагалактики до современного состояния - 17 млрд. лет.
Список использованной литературы и источников
Климишин И.А. Открытие Вселенной. –М., 1987.
Новиков И.Д. Как взорвалась Вселенная. –М., 1988.
Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. –М., 1990.
Полак И.Ф. Как устроена Вселенная. –М., 1979.
Левитан Е.П. Эволюционирующая Вселенная. –М..1993.
Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной. –М., 1983.
Для подгоᴛᴏʙки данной работы были использованы материалы с сайта http://referat2000.bizforum.ru/
Страница 1 из 1
Ученые о происхождение чуваш
Проблема происхождения чувашского народа стала объектом изучения историков еще в XVIII веке. Затем к исследованиям дореволюционных авторов (Н. Карамзин, А. Фукс, 3. Гомбоц, В. Сбоев, С. Михайлов, Г. Комиссаров и др.) в XX в. добавились труды выдающегося тюрколога Н. И. Ашмарина, археолога А. П. Смирнова,исследования историков В. Д. Димитриева, В. Ф. Каховского, этнографа П. В. Денисова, языковедов В. Г. Егорова, М. Р. Федотова, Б. А. Серебренникова, Н. И. Егорова, искусствоведа А. А. Трофимова и др. История чувашей рассматривалась во многих работах уфимских (Р. Г. Кузеев, Н. А. Махитов и др.) и казанских (А. X. Халиков, Р. Г. Фа-хрутдинов, Г.В. Юсупов, М. 3. Закиев, Ф. С. Хакимзянов, Д. М. Исхаков и др.) ученых. В изучении этногенетических проблем чувашей значительный вклад внесли венгерские (Д. Мессарош, А. Ро-на-Таш и др.) и болгарские (И. Коев, П. Добрев и др.) исследователи. ...
Политическая эволюция южных штатов в период Реконструкции
Министерство образования Российской Федерации Московский государственный открытый педагогический университет им. М.А. Шолохова Дипломная работа тема: «Политическая стратегия США в Тихоокеанском регионе в годы Второй мировой войны»...
Политическая эволюция стран Востока
Политическая эволюция стран Востока План 1. Становление колониальной системы 2. Французский колониализм 3. Колониальная система и формы освободительной войны 1. Становление колониальной системы Страны Востока на протяжении трех веков Нового времени (XVI-XIX вв.) пережили довольно мучительный переход от доминирующего положения в мировой истории до статуса стороны подчиненной, во всяком случае, уступающей и обороняющейся. В начале этого периода, в XVI-XVII вв., они были заняты, в основном, своими внутренними проблемами и не уделяли Западу достаточного внимания. Япония, Китай, Индия и их ближайшие соседи слишком далеко отстояли от Европы и поэтому не очень были обеспокоены первыми экспедициями Васко да Гамы в 1498-1502 гг. на запад Индии и созданием Аффонсу д"Албукерки в 1509-1515 гг. цепи опорных баз от острова Сокотра к югу от Йемена до Маллаккского полуострова. Даже мусульмане, ближе и лучше других успевшие узнать к тому времени иберийских конкистадоров, были уверены в своем военном и прочем превосходстве над «неверными», особенно шедшие тогда от победы к победе османы....
Немецкий менталитет и происхождение двух мировых войн (Райнер Бендик)
НЕМЕЦКИЙ МЕНТАЛИТЕТ И ПРОИСХОЖДЕНИЕ ДВУХ МИРОВЫХ ВОЙН Райнер Бендик Ментальности - это совокупность взглядов и представлений людей, которые находят выражение в их мыслях и поступках. Они воплощаются в определенных моделях восприятия, надежд, суждений и поведения. Ученые, исследующие историю ментальностей, пытаются определить роль человека как существа мыслящего, чувствующего, обладающего определенными потребностями и желаниями в историческом процессе. Наука изучает варианты поведения, поступков и т.п людей в каждый данный конкретный момент...
Введение кантонной системы управления и ее эволюция
Доклад
Выполнила: студент группы: Кулумбаева А.Г
Стерлитамакская государственная педагогическая академия имени Зайнаб Биишевой
Стерлитамак- 2008 Введение кантонного управления.
В 1798 г. в Башкортостане была введена кантонная система управления, просуществовавшая до 1866 г. Царские власти опасались новых восстаний башкир, поэтому они искали пути их предотвращения. Выдвигались различные проекты в этом отношении. Было даже предложение о раздаче башкир как крепостных крестьян дворянам. Предпочтение было отдано проекту, учитывавшему пограничное положение Башкортостана и превращению края в плацдарм для проведения активной политики в Казахстане и Средней Азии. Он предусматривал перевод башкир в военное сословие, установление жесткого режима и использование боевой энергии башкир для охраны юго-восточной границы империи и участия во внешних войнах России....
