Беломестных В.Н., Теслева Е.П., Чинахов Д.А. Основы современного естествознания

Подождите немного. Документ загружается.

Лекция №11. СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О

ПРОИСХОЖДЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ВСЕЛЕННОЙ

Не в грохоте Большого Взрыва возникла

Вселенная, но в сиянии Доброты…

В.Колупаев. “Пространство и время для фантаста”.

(томский писатель и поэт)

По современным представлениям Вселенная – это огромная разви-

вающаяся суперсистема, в состав которой входит множество подсистем

(рис. 13). Возраст Вселенной около 20 млрд. лет. Метагалактика – часть

Вселенной доступная для наблюдения современными методами, вклю-

чающая несколько миллиардов галактик. Наша Галактика – Млечный

путь имеет дискообразную форму и представляет спиралеобразное об-

разование, в котором насчитывается порядка

триллиона (10

) звезд. Га-

лактика вращается вокруг своего центра с переменной угловой скоро-

стью и в ней идет интенсивное звездообразование. Вселенную можно

считать однородной и изотропной.

Рис. 13. Структурные уровни организации Вселенной

Существует несколько теорий происхождения и эволюции Вселен-

ной. Наиболее распространенной на сегодня является теория горячей

Вселенной или теория Большого Взрыва. Эту теорию выдвинул в соро-

ковых годах XX века американец русского происхождения Г. Гамов (ав-

тор теории α-распада, теории образования химических элементов, пер-

вой модели генетического кода).

Греки Космосом называли

мир упорядоченный, прекрасный в сво-

ей гармонии в отличии от Хаоса, первозданной сумятицы. Все наши

сведения о Вселенной происходят из наблюдений. Единственным ис-

точником информации является свет, пришедший из дальних миров.

Отметим, что за всю историю наблюдений с момента возникновения

оптических телескопов человечество получило энергию, достаточную

для нагрева стакана воды на

0,01 К. За всю историю радиоастрономии (в

1913г. впервые зафиксировано радиоизлучение Млечного пути) – всего

на 10

–7

К и на этой основе базируются все наши сведения о Вселенной!

Созвездия как отдельные группы звезд на небе выделялись наблю-

дателями уже в глубокой древности. Каждое созвездие получило назва-

ние, различное в разных странах и даже в одной стране в разных рели-

Вселенная

Метагалактика Галактики

Звездные

системы

Планетные

системы

гиях. Сегодня на звездном небе 88 созвездий (по решению Междуна-

родного Астрономического Совета в 1930 году), около 240 звезд имеют

собственные имена. Наиболее известное созвездие неба Северного по-

лушария – Большая Медведица. Его старинное русское название – Воз.

Существует множество книг, посвященных созвездиям и легендам, свя-

занным с ними.

Единицы измерений гигантских масштабов Вселенной:

1. Световой

год (∼10

млрд. км, расстояние проходимое светом за

один год); (популярная литература).

2. Астрономическая единица (а.е.) – радиус орбиты Земли,

1 а.е. = 1,496⋅10

м;

3. Парсек (параллакс-секунда) – в научной литературе применяется

для измерения межзвездных и межгалактических расстояний. Эффект

параллакса легко обнаружить, посмотрев на палец вытянутой руки сна-

чала одним, а потом другим глазом. Парсек (пс) – расстояние, с которо-

го радиус земной орбиты виден под углом 1 секунда (отсюда и назва-

ние). Под таким углом

монета в 1 копейку видна с расстояния 3 км. Са-

мая ближняя звезда – соседка Солнца – Проксима- (“ближайшая”) Цен-

тавра находится от нас на расстоянии 1,3пс. Определить это расстояние

достаточно просто.

Рис.14. Параллакс изображения звезды

Если мы знаем диаметр орбиты Земли, то по проекции положения

звезды на “неподвижной” небесной сфере, наблюдаемой с противопо-

ложных относительно Солнца точек орбиты, можно определить угловое

смещение (параллакс) изображения звезды (рис. 14). Для Проксимы

Центавра параллакс равен 0,751 угловой секунды. Тогда для этой звезды

расстояние будет 4,1⋅10

км, или 1,3 пс. Окружающие Солнце звезды

составляют лишь ничтожную часть гигантского коллектива звезд и ту-

Орбита Земли

Сфера далёких звезд

манностей, именуемого Галактикой (в ней находится Солнечная систе-

ма). Это скопление звезд мы знаем как Млечный Путь.

Млечный Путь – довольно большая Галактика (рис.15, 16) имеет

диаметр около 40000пс. Самая близкая галактика в созвездии Андроме-

ды (и по расстоянию, и по размерам) находится на удалении 720000пс.

Следовательно, отношение расстояния между галактиками к их

средним

размерам около 20. Расстояние до ближайшей к Солнцу звезды 4,1 ⋅ 10

км при диаметре Солнца около 1,5 ⋅ 10

км. Тогда отношение расстояния

между типичными звездами к их размеру – около 10

. Ясно, что это

число характеризует вероятность столкновения объектов: чем оно

больше, тем менее вероятно такое явление, то есть столкновение галак-

тик значительно более вероятно, чем звезд.

Рис.15. Строение Галактики

Средняя плотность галактик в наблюдаемой части Вселенной около

3 на 1 кубический миллион парсеков, т.е. среднее расстояние между ни-

ми около 700000пс. Типичная скорость движения галактик – около 1000

км/с. Тогда для прохождения расстояния до ближайшей соседки требу-

ется около 1 миллиарда лет. Если учесть размеры галактик и случай-

ность направления движения, то

окажется, что за 10

лет (оценочное

время существования Вселенной) каждая галактика может испытывать

по меньшей мере одно столкновение с себе подобной. Размеры галакти-

ки: радиус – около 20000пс, толщина в центральной части – около

5000пс. Скорость движения Солнца по галактической траектории на

расстоянии около 8000пс от центра Галактики близка к 300 км/с. Девя-

носто пять процентов

массы Галактики расположено около галактиче-

ской плоскости. На долю сферической составляющей 1 (рис.15) прохо-

дится около пяти процентов вещества Галактики. Важным представите-

лем сферической составляющей являются шаровые скопления звезд.

8000 пс

Солнце

Шаровое скопление

Если в окрестностях Солнца на 10 кубических парсеков приходится од-

на звезда, то в шаровых скоплениях она в 5 раз выше, а около центра

скопления доходит до одного миллиона звезд на кубический парсек.

Рис.16. Строение Галактики “Млечный Путь”

Много неясного связано и с ядром Галактики. Его диаметр, види-

мый с Земли, – около 9 градусов, линейные размеры – около 4000 све-

товых лет. Ядро является источником очень мощного радиоизлучения.

В 1934г. Э. Хаббл подсчитал, что на один квадратный градус приходит-

ся в среднем 131 галактика со светимостью до 20 звездной величины.

Сфера содержит 41253 квадратных градуса

, т. е. общее число галактик

до 20 звездной величины на небесной сфере – около 6 миллионов. Более

того, показано, что галактики в пространстве распределены достаточно

однородно.

Внимательное изучение спектров галактик позволило сделать одно

открытие фундаментальной важности. Было обнаружено (1929г.,

Хаббл), что у удаленных галактик спектральные линии всегда смещены

в красную область спектра (“красное

смещение”). Частота излучения,

измеряемая наблюдателем, зависит от направления и скорости движе-

ния источника относительно наблюдателя. С таким эффектом мы стал-

киваемся, когда стоим на железнодорожной станции и мимо нас на

большой скорости проходит состав. Он был описан в 1842г. австрий-

ским физиком Х. Доплером. Красное смещение, т.е. уменьшение часто-

ты излучения (увеличение длины волны) спектральных линий, является

свидетельством того, что все галактики удаляются от нас. Скорость раз-

лета весьма велика. Так, радиогалактика 3С295 (излучающая в основ-

ном радиоволны), удаленная от нас на 5 миллиардов световых лет, уле-

тает со скоростью 138000 км

/с (половина скорости света в вакууме!).

Никто не знает, как возникла Вселенная. Моделей зарождения Все-

ленной существует много. Все они основаны на фактах разлета удален-

ных галактик и наличии обнаруженного в 1965г. реликтового излучения

(А. Пензиас и Р. Уиллсон, Нобелевская премия 1967г.).

Рис.17. Спектр реликтового излучения

Интенсивность этого излучения не зависит от направления, в кото-

ром его наблюдают исследователи с Земли – изотропно в пространстве

(рис. 17). Интенсивность реликтового излучения очень мала и соответ-

ствует излучению черного тела с температурой 3 К. При этом мы долж-

ны отметить, что Вселенная, видимо, конечна и существует ограничен-

ное время. Действительно, если

бы Вселенная существовала бесконечно

долго и была бы бесконечна, свет от всех заполняющих ее звезд (беско-

нечно большого числа) дошел бы до Земли и ночной небосвод был бы

не черным с вкраплениями звезд, а светлым. Это заключение носит на-

звание парадокса Ольберса (1826г.).

Если Вселенная стационарна и, значит, существует бесконечно

долго, то все процессы в ней должны были бы перейти в состояние рав-

новесия, то есть наступила бы “тепловая смерть”. Кроме того, в беско-

нечной Вселенной энергия гравитационного взаимодействия любого те-

ла со всеми другими была бы бесконечно большой, то есть ньютонов-

частота, см

–

20 10

0,5

1,0

интенсивность

скую теорию тяготения к Вселенной применять нельзя (это заключение

носит название парадокса Зеелигера, 1895г.).

Одна из наиболее вероятных моделей Вселенной, как мы уже отме-

чали, – модель Большого Взрыва. Наличие реликтового излучения – од-

но из подтверждений этой модели. Около 10 – 14 млрд. лет назад веще-

ство Вселенной существовало в виде объекта сверхбольшой плотности.

Что

это за состояние? Что происходило с ним при Большом Взрыве?

Комбинируя три фундаментальных физических постоянных: скорость

света c, гравитационную постояннуюя G и постоянную Планка

h ,

можно получить некие характерные: длину l, время t, массу m и

плотность ρ

см106,1

−

⋅==

;

г102,2

−

⋅==

;

с103,5

−

⋅===

;

393

см/г105

⋅===ρ

Модель расширяющейся Вселенной была сформулирована А. А.

Фридманом (1888 – 1925) в 1922 – 23гг. еще до обнаружения красного

смещения в спектрах галактик. В модели Большого взрыва раннюю

стадию равития Вселенной можно разделить на ряд этапов:

I. – эра тяжелых частиц и мезонов. Основную роль играет

излучение. В конце этого промежутка частицы аннигилируют с анти-

частицами, остается небольшой избыток частиц (время после Большого

Взрыва t<10

–4

с, плотность материи ρ>10

г/см

, T>10

K).

II. – лептонная эра. Основную роль играют легкие частицы –

электроны, позитроны, нейтрино и антинейтрино. Заканчивается этап

аннигиляцией электронно-позитронных пар (t<10с, ρ>10

г/см

T>10

K).

III. – эра радиации. Излучение “отделяется” от вещества. Ре-

ликтовое излучение является как раз результатом этого процесса (t<10с,

ρ>10

г/см

, T>3000К).

IV. – эра формирования протозвезд и протогалактик (t~1

млн. лет, ρ~10

–21

г/см

, T~3000К).

Лекция №12. ЗВЕЗДЫ И ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ

В поднебесье светил ослепительных тьма,

Помыкая тобою, блуждает сама.

О мудрец! Заблуждаясь, в сомненьях теряясь,

Не теряй путеводную нитку ума!

Омар Хайям

Основная идея современной планетной космогонической гипотезы

заключается в том, что планеты и их спутники образовались из холод-

ных твердых тел и частиц. Большой вклад в планетную космогонию

внесли О.Ю. Шмидт и В.Г. Фесенков. Наиболее важные положения ги-

потезы:

- Под воздействием физических процессов твердые частицы,

входившие в состав

солнечной туманности, сгруппировались

в более крупные объекты.

- В результате вращения туманности происходило ее уплоще-

ние и удаление крупных объектов от протосолнца.

- Спутники планет возникли, по-видимому, из роя частиц, ок-

ружающих планеты. Пояс астероидов возник там, где притя-

жение Юпитера препятствовало формированию крупной пла-

неты.

Зарождение звезд, по-видимому

, происходит в результате сгущения

облаков диффузных туманностей, которые формируются внутри галак-

тик (под действием сил гравитации). В процессе сжатия плотность и

температура материи возрастают до огромных значений, и зарождается

протозвезда.

Классификация звезд основывается на таких характеристиках как

масса, светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в

единицу времени), радиус и температура

поверхностных слоев.

Температура звезды определяет цвет звезды, то есть ее спектраль-

ные характеристики. Температуру нагретого тела можно оценить по

первому закону Вина:

max

Если температура поверхностных слоев

звезды 3000 – 4000К, то ее цвет красноватый; 6000 – 7000К – желтова-

тый; 10000 – 12000К – голубоватый (очень горячие звезды). Подавляю-

щее большинство звезд имеют температуру около 3500 К.

Светимость звезды определяют с использованием так называемой

“величины” звезды. По определению, две звезды, отличающиеся по на-

блюдаемой светимости (блеску) в 100 раз, будут отличаться друг

от

друга на 5 видимых звездных величин. Следовательно, блеск звезды ну-

левой и 20-й звездной величин будут отличаться в 100 млн. раз. По ме-

ждународным соглашениям, отсчет звездных величин первоначально

был установлен по Полярной звезде, ее звездная величина была принята

за +2. Однако оказалось, что Полярная звезда – переменная и не подхо-

дит для этих целей. Поэтому сейчас нуль – пункт установлен при помо-

щи других звезд, светимость которых точно измерена. Звезда, имеющая

звездную величину +3, слабее Полярной в

2,5 раза, а звездную величину

+1 – ярче Полярной в 2,5 раза. Сириус ярче Полярной звезды в 25 раз,

что соответствует разности звездных величин 3,5. Поэтому звездная ве-

личина Сириуса +2,5–3,5=–1,5. Невооруженным глазом видны звезды,

имеющие звездную величину +6 и меньше. Шкала видимых звездных

величин, доступных для наблюдения современными оптическими при-

борами, заключена от –26,7 для Солнца (самой яркой

звезды нашего не-

ба) до +24 для самой слабой из видимых звезд. Два фактора обусловли-

вают этот огромный диапазон звездных величин: диапазон присущих

звездам значений светимости и разнообразие их расстояний от Земли.

Солнце гораздо ярче других звезд. Однако это совсем не значит,

что его светимость самая большая. Оно просто близко. Для

корректного

сравнения светимостей необходимо исключить фактор расстояния. В

связи с этим введено понятие абсолютной звездной величины

как ви-

димой звездной величины, которую звезда имела бы, находясь на рас-

стоянии 10пс от Солнца. Именно эта характеристика и будет определять

светимость звезды. Абсолютная звездная величина Солнца +5. Так как

расстояние до Солнца и Проксимы Центавра меньше 10пс, то их абсо-

лютные звездные величины больше видимых звездных величин.

Возникает вопрос: почему

так важно уметь сопоставлять характе-

ристики звезд, учитывать поправки на расстояние и другие причины

(например, межзвездное поглощение), о которых мы не говорим? Толь-

ко в этом случае мы можем получать объективную информацию о звез-

де и имеем возможность сопоставления поведения разных звезд на раз-

ных этапах эволюции. Измерив расстояние до

звезды и видимую звезд-

ную величину, мы получаем абсолютную звездную величину звезды,

являющуюся мерой ее светимости. По измерениям зависимости интен-

сивности излучения звезды от длины волны можно установить ее тем-

пературу. Известно, что энергия, излучаемая единицей площади по-

верхности нагретого тела, пропорциональна четвертой степени темпе-

ратуры T тела (закон Стефана-Больцмана): Q =

σ T

(σ = 5,67⋅10

–8

Дж/(м

)). Полная энергия, испускаемая звездой (светимость), будет

определяться радиусом звезды R: L = 4π σ R

. Отсюда мы можем

оценить радиус звезды, абсолютная звездная величина и температура

которой известны. Для этого надо использовать Q и L для Солнца (аб-

солютная звездная величина +5, радиус 700000км, температура 6000К) и

составить пропорцию. Радиусы звезд меняются в очень широких преде-

лах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие Землю (“белые

карлики”). Нейтронные звезды имеют радиусы в несколько десятков

километров. Существуют огромные “пузыри” – сверхгиганты, внутри

которых может поместиться орбита Марса (тысячи радиусов Солнца).

Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень

мало звёзд

, массы которых меньше или больше 10 масс Солнца. Ти-

пичные значения масс звезд лежат в диапазоне 0,03 – 60 масс Солнца (2

⋅ 10

кг). Плотность Солнца 1,4 г/см

, плотность “пузырей” – в миллион

раз меньше. Плотность “белых карликов” и нейтронных звёзд до

г/см

При возрастании температуры меняется не только длина волны, ко-

торой соответствует максимум излучения, но и проявляются влияния

внешних оболочек звезд по особенностям их спектров излучения. Спек-

тральная классификация содержит 7 классов, обозначаемых буквами

O, B, A, F, G, К, M – от самых горячих к самым холодным. (Мнемониче-

ские правила: Один Великий Англичанин Финики Жевал Как Морковь;

O, Be A Fine Girl, Kiss Me).

Каждый класс разбивается на 10 подклассов

– B0, B1, B2… B9. Солнце – звезда класса G2.

Таблица 5

Звёздные спектры и температура звезды

Класс

Температура,

Класс Температура, К

О 50000 G-2 (Солнце) 5800

ВО 25000 КО 5100

АО 11000 МО 3600

FО 7600 RN

GO 6000 (очень холодные) 2000

Внешние оболочки звёзд, как правило, представляют собой сильно

ионизированный водород (H) и гелий (He), плазму с одинаковым чис-

лом положительно и отрицательно заряженных частиц. Тяжёлые эле-

менты, также в ионизированном состоянии, присутствуют в виде незна-

чительных “добавок”. Заметим, что возможна ситуация, когда атомы

полностью потеряют электроны (высокотемпературная плазма). В этом

случае отдельно

существуют ядра и электроны, понятие химического

элемента исчезает.

Химический состав звезды определяют по ее спектру. Средний хи-

мический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следую-

щим образом. На 10

атомов H (водорода) приходится 10

атомов C (уг-

лерода), 5 атомов O (кислорода), 2 атома N (азота), 0,3 атома Fe (желе-

за). Содержание других элементов еще ниже. В то же время следует от-

метить, что тяжелые элементы, занимая во Вселенной весьма скромное

место, определяют характер эволюции звезд. Кроме того, вопрос воз-

никновения жизни на Земле, существования жизни во Вселенной прямо

связан с

эволюцией химических элементов, их происхождением.

Класс А включает так называемые водородные звезды со спектра-

ми излучения, характерными для водорода. Типичная звезда этой груп-

пы – Сириус. Класс F включает звезды, в спектрах которых особо выде-

ляются спектры линий Ca (кальция) и Н (водорода). К классу G отно-

сятся звезды, в спектрах которых, кроме спектральных линий

Ca и Н,

видны спектральные линии многих металлов, особенно Fe. Солнце при-

надлежит к этой группе, поэтому звезды такого типа часто называют

звездами солнечного типа. Звезды класса К имеют в спектрах интенсив-

ные линии Са и линии, указывающие на присутствие других металлов.

В класс М входят звезды, спектры которых содержат полосы, характер-

ные для окислов металлов, особенно окиси титана. Максимум излуче-

ния сдвинут в красную область спектра. Типичный представитель –

звезда Бетельгейзе (созвездие Ориона).

Важную роль в поведении звезд играют магнитные поля. В пятнах

на Солнце магнитное поле достигает 318400 А/м. Это поле, которое

можно получить на Земле с помощью относительно сильного электро-

магнита

. Напряженность магнитных полей отдельных звезд достигает

79,6 ⋅ 10

А/м.

В 1911 г. Герцшпрунг, а в 1913 г. Рессел начали строить диаграм-

мы, связывающие светимость звезд со спектральным классом (рис.16).

Звезды лежат на этой диаграмме не случайным образом, а образуют яв-

но выраженные последовательности (рис. 18, а). Большинство звезд на-

ходятся в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верх-

него

угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая “главная

последовательность”. В верхнем правом углу – довольно беспорядочная

группировка звезд. Их спектральные классы – G, К, М. Это яркие звезды

с абсолютными звездными величинами от +2 до –6 – “красные гиган-

ты”. В левой нижней части диаграммы – небольшое количество звезд.

Их абсолютные величины +10 и больше, а спектральные классы

от В до

F, то есть это горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая свети-

мость при высокой поверхностной температуре может быть только то-