Дмитриева В.Ф., Михайлов М.А., Икренникова Ю.Б. Концепции современного естествознания

Подождите немного. Документ загружается.

обладают большой массой и обеспечивают осуществление слабого

взаимодействия только на очень коротких расстояниях.

По времени жизни частицы можно разбить на: 1) стабильные (электрон,

протон, фотон, нейтрино); 2) квазистабильные – распадающиеся вследствие

электромагнитного и слабого взаимодействий (нейтрон; 3) нестабильные –

распадающиеся вследствие сильного взаимодействия (-мезоны).

5.Равновесная (классическая) и неравновесная термодинамика.

Классическая термодинамика 19 века занималась изучением тепловых

явлений без учета молекулярного строения тел. При этом предметом ее

исследований выступали закрытые системы, т.е. системы, которые не

обмениваются энергией, веществом и информацией с окружающей средой.

Основу классической термодинамики составляют несколько постулатов

(начал).

Первое начало термодинамики, представляющее собой закон сохранения и

превращения энергии, в современной формулировке звучит так: количество

теплоты, сообщаемое системе, идет на изменение ее внутренней энергии и на

совершение системой работы против внешних сил.

Результаты многочисленных наблюдений показывают, что в отличие от

механических процессов, тепловые процессы необратимы. Всякая замкнутая

система с течением времени стремится перейти в состояние

термодинамического равновесия. Достигнув состояния термодинамического

равновесия, замкнутая физическая система остается в нем сколь угодно долго.

Таким образом, все термодинамические процессы в замкнутых физических

системах являются необратимыми и носят направленный характер.

Австрийский физик Людвиг Эдуард Больцман (1844-1906) писал следующее:

«Когда произвольная система тел будет предоставлена сама себе и не

подвержена действию других тел, то всегда может быть указано направление, в

котором будет происходить каждое изменение состояния». Направление

протекания процессов характеризуется функцией состояния - энтропией,

которая неотрицательна, максимальна в состоянии термодинамического

равновесия, и отсюда вывод: «всякая замкнутая система тел стремится к

определенному состоянию (состоянию термодинамического равновесия), для

которого энтропия будет максимум» (второе начало термодинамики).

Л. Больцман дал статистическую интерпретацию второго начала

термодинамики и вскрыл его вероятностный характер. Согласно Л. Больцману

энтропия характеризует меру хаоса, беспорядка в системе. Наибольшей

вероятностью осуществления обладает состояние термодинамического

равновесия. При переходе системы из неравновесного состояния в состояние

равновесия вероятность состояния возрастает, система переходит от состояния

порядка к состоянию хаоса, беспорядка.

Если в равновесной классической термодинамике изучались замкнутые

системы, то неравновесная термодинамика изучает процессы в открытых

системах, находящихся далеко от равновесного состояния. Исследованием

поведения открытых систем занимается синергетика.

Рассмотрим основные свойства открытых систем: 1) реакцию системы на

внешние условия; 2) случайный характер поведения системы; 3) наличие

переломных точек в развитии системы – точек бифуркации; 4) согласованное

поведение всех частей системы, ее когерентность.

Изучение поведения открытых систем позволило прийти к пониманию

целого ряда вопросов эволюции в неживой и живой природе. Отметим

термодинамический аспект синергетики, открытые системы способны не

только поддерживать упорядоченность системы, но и создавать ее из хаоса,

беспорядка. Такие системы носят название диссипативных систем.

Диссипативные системы рассеивают энергию в окружающую среду, т.е.

производят энтропию. В результате этого в системе возникает порядок, а общая

энтропия (энтропия системы и окружающей среды) возрастает.

КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ

1. Какие типы фундаментальных взаимодействий известны?

2. Дайте понятие концепции близкодействия, дальнодействия.

3. Сформулируйте закон сохранения энергии – первое начало

термодинамики.

4. Кто разработал теорию электромагнитного поля.

5. Сформулируйте гипотезу Планка.

6. Как Вы понимаете корпускулярно-волновой дуализм света?

7. Какие ученые изучали строение атомов?

8. В чем заключается периодический закон Д.И. Менделеева?

9. В чем заключается корпускулярно-волновой дуализм вещества?

10. Какие ученые внесли существенный вклад в развитие квантовой

механики.

11. Что такое адроны, лептоны?

12. Что характеризует энтропия?

13. Какие системы называют открытыми?

ТЕСТ

6.1. Радиус действия слабого взаимодействия составляет:

а) 10

-10

б) 10

-18

в) 10

-15

6.2. Кому из ученых принадлежит открытие элементарной частицы –

«электрон»:

а) Антуану Лавуазье

б) Джозефу Томсону

в) Максу Планку

6.3. Гипотеза о волновых свойствах микрочастиц была выдвинута:

а) Максом Планком

б) Альбертом Эйнштейном

в) Луи де Бройлем

6.4. Принцип дополнительности был сформулирован:

а) Эдвином Гейзенбергом

б) Полем Дираком

в) Нильсом Бором

6.5. Принцип Паули распространяется на:

а) бозоны

б) фермионы

в) те и другие частицы

7. ОСНОВНЫЕ КОНЦЕПЦИИ СОВРЕМЕННОЙ КОСМОЛОГИИ

Космология - это учение о Вселенной как целом, которое включает в себя

теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области как части

Вселенной (Метагалактика). В космологии рассматривается распределение,

взаимодействие и движение масс в пространстве, геометрические свойства

пространства, превращения энергии во Вселенной.

1. Вселенная по Ньютону и по Эйнштейну

Космология начинает развиваться на строгой научной основе после

открытия И. Ньютоном закона Всемирного тяготения. В соответствии с этим

законом любые материальные тела притягиваются друг к другу с силой, прямо

пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной

квадрату расстояния между ними. Гравитационное взаимодействие согласно

теории Ньютона передается от одного тела к другому мгновенно на каком бы

расстоянии они не находились друг от друга. Сила тяготения направлена по

прямой линии, соединяющей центры масс этих тел. Если тело помещено в поле

тяготения нескольких других тел, то сила притяжения, действующая на данное

тело, является векторной суммой сил, создаваемых каждым телом.

Согласно ньютоновской теории пространство подчиняется евклидовой

геометрии, где кратчайшими расстояниями между двумя точками являются

отрезки прямых линий. Пространства и время считаются абсолютными, т.е.

их свойства не зависят от материи и ее движения.

Наряду с представлением о евклидовой геометрии трехмерного

пространства складывается представление об однородности и изотропности

бесконечной Вселенной. Если рассматривать сравнительно небольшие участки

пространства, то звезды распределены в них неравномерно. По мере развития

астрофизических исследований было обнаружено, что звезды группируются в

гигантские скопления - галактики, и что общая картина Вселенной

представляется совокупностью отдельных скоплений галактик. Скопления

галактик содержат тысячи галактик и их размеры составляют порядка

нескольких мегапарсек (Мпк). Один парсек равен 3,1 · 10

м. Среднее

расстояние между скоплениями галактик около 30 Мпк. Таким образом, в

масштабах примерно 30 Мпк. Вселенная является неоднородной, здесь имеются

отдельные структурные элементы, распределенные в пространстве

неравномерным образом. В масштабах порядка 1000 Мпк. Содержится

примерно одинаковое количество скоплений галактик, т.е. в больших

масштабах Вселенная приблизительно однородна. Наряду с этим оказывается,

что свойства Вселенной одинаковы по всем направлениям, т.е. Вселенная

является изотропной. Итак: в больших масштабах Вселенную с большой

степенью точности можно считать однородной и изотропной.

Из наблюдений постепенно складывается представление о статичности

Вселенной, т.е. неизменности ее строения со временем. В частности на это

указывало наблюдаемое постоянство положения звезд и туманностей

относительно друг друга. Видимые движения при этом сводились к

периодическим движениям планет вокруг Солнца.

В 1905 году была опубликована статья А. Эйнштейна «К электродинамике

движущихся сред», а через год появилась вторая статья «Зависит ли инерция

тела от содержащейся в нем энергии?». В них практически полностью была

изложена специальная теория относительности (СТО).

В основе СТО лежат два постулата. Первый постулат СТО – принцип

относительности – гласит, что во всех системах отсчета, движущихся по

отношению друг к другу равномерно и прямолинейно, действуют одни и те же

законы природы. Второй постулат СТО гласит, что скорость света в вакууме

одинакова для всех инерциальных систем отсчета и не зависит ни от скорости

источника, ни от скорости приемника светового сигнала. Скорость света

является предельной скоростью, ни один из процессов в природе не может

иметь скорость, большую, чем скорость света ~ 300 тысяч километров в

секунду.

Из постоянства скорости света вытекают относительность расстояний и

относительность промежутков времени. Относительность расстояний

означает, что размеры быстро движущихся тел сокращаются по сравнению с

длиной покоящихся тел и при приближении к скорости света их размеры

стремятся к нулю. Относительность промежутков времени заключается в

замедлении хода часов в быстродвижущейся системе по сравнению с часами,

находящимися в покоящейся системе отсчета.

СТО устанавливает эквивалентность массы и энергии: энергия равна

массе, умноженной на квадрат скорости света.

Следующим этапом учения о пространстве и времени явилось создание

немецким математиком Г. Минковским в 1908 году математического аппарата

СТО. Здесь пространство и время объединяются в единый четырехмерный

континуум пространство-время. В одном из своих докладов Г. Минковский

сказал: «Отныне пространство само по себе и время само по себе полностью

уходят в царство теней, и лишь своего рода союз обоих этих понятий сохраняет

самостоятельное существование».

Дальнейшее развитие идеи СТО получили в общей теории

относительности (ОТО), которая была создана А. Эйнштейном через

одиннадцать лет после СТО. В ОТО рассматривается движение тел в сильных

гравитационных полях. Т.к. согласно СТО все взаимодействия в природе

распространяются с конечной скоростью, ограниченной скоростью света, то

потребовался пересмотр классической теории тяготения Ньютона,

предполагавшего, что гравитационное взаимодействие происходит мгновенно.

В основе ОТО лежит принцип эквивалентности, следующий из равенства

инерциальной массы, входящей в законы классической механики Ньютона, и

гравитационной массы, входящей в закон всемирного тяготения. Принцип

эквивалентности утверждает: однородное поле гравитационных сил

эквивалентно полю сил инерции в неинерциальной системе отсчета.

Следующим достижением ОТО можно назвать установление связи между

гравитацией и геометрией четырехмерного пространства-времени Г.

Минковского. Согласно ОТО движение свободной частицы по инерции в поле

тяготения происходит по экстремальным линиям (геодезическим) в

пространстве-времени, геометрия которого не является евклидовой

(криволинейность пространства). Пространство-время оказывается зависящим

от движения и распределения материи. В свою очередь, распределение и

движение материи зависит от геометрии пространства-времени. Тем самым

устанавливается неразрывная связь между пространством-временем и

материей.

Итак, в основе определенных моделей Вселенной должны лежать

предположения об ее однородности и изотропности в больших масштабах и

основные уравнения и положения ОТО о свойствах пространства-времени и его

неразрывной связи с движущейся материей.

2. Модель расширяющейся Вселенной

В 1922-1924 годах на основе представлений об однородной, изотропной,

бесконечной Вселенной и уравнений ОТО советским математиком А.

Фридманом были получены результаты, говорящие о том, что Вселенная

должна быть нестационарной. С течением времени она должна либо

неограниченно расширяться, либо сжиматься, либо пульсировать. Как

конкретно должны двигаться галактики, будет ли происходить расширение или

сжатие? Для ответа на этот вопрос необходимо знать, какова скорость галактик

в некоторый момент времени, потом, зная ускорение, даваемое силами

тяготения, следует рассчитать, как будут меняться скорости с течением

времени. Если задать в некоторый момент времени покой галактик, то в

последующие моменты времени галактики начнут сближаться, Вселенная будет

сжиматься. Если в начальный момент времени задать скорости галактик так,

чтобы они удалялись друг от друга, то мы получим расширяющуюся модель

Вселенной, расширение которой тормозится тяготением.

Значения скоростей галактик теория дать не в состоянии. Их можно

получить только из наблюдений. Для определения скоростей далеких галактик

можно использовать эффект Доплера. Суть этого эффекта заключается в том,

что при удалении или приближении источника электромагнитных (или

звуковых) волн к приемнику увеличивается или уменьшается длина волны

принимаемого излучения - происходит смещение спектральных линий в

красную или фиолетовую области спектра. Величина смещения z определяется

из соотношения z = (

- )/=v/c, где 

– длина волы спектральной линии,

наблюдаемой в лаборатории, v – скорость объекта, с – скорость света. В 1920-

1922 годах американский астрофизик В.М. Слайфер исследовал спектральные

линии поглощения около 40 галактик. Им было установлено, что у

большинства галактик имеется сравнительно небольшое смещение

спектральных линий поглощения химических элементов в красную область.

Итак, согласно Слайферу, галактики от нас удаляются. Американским

астрономом Э. Хабблом были определены расстояния до ближайших к нам

галактик. Измерение расстояний до галактик и результаты исследований

Слайфера позволили в 1929 году Э. Хабблу открыть закон (закон Хаббла),

согласно которому скорости удаления галактик возрастают по мере возрастания

расстояний от нашей Галактики: чем дальше галактика, тем больше скорость ее

удаления, т.е.:

v = H R ,

где H – постоянная Хаббла. Современные данные по определению постоянной

Хаббла приводят к значению близкому к 75 (км/с)/Мпк. Соотношение между

скоростью v, с которой галактика удаляется от нас, и расстоянием R до нее не

зависит от направления, в котором мы наблюдаем галактики, т.е. эффект

разбегания галактик носит изотропный характер, что указывает на изотропный

характер расширения Вселенной. Из интерпретации закона Хаббла следует, что

в некоторый момент времени в прошлом все расстояния обращались в нуль.

Отдельные галактики, звезды и др. не могли существовать как изолированные

объекты. Вся материя находилась в состоянии непрерывно распределенного

однородного вещества. Это был момент начала расширения Вселенной. Позже,

в ходе расширения, вещество распадается на отдельные части, что приводит к

образованию отдельных небесных тел.

В настоящий момент времени Вселенная расширяется. Этот процесс из-за

сил гравитации протекает с замедлением. С расширением плотность падает,

замедление уменьшается. Для будущего Вселенной имеются две возможности.

Первая: плотность вещества во Вселенной достаточно мала и замедление мало.

В этом случае расширение будет протекать неограниченно долго. Вторая:

плотность вещества во Вселенной достаточно велика, велико замедление

расширения. В этом случае расширение прекращается и сменяется сжатием.

Существует критическое значение плотности вещества 

крит

, отделяющее один

случай от другого. Критическая плотность примерно равна 10

-26

кг/м

. Если

наблюдения покажут, что плотность вещества в настоящий момент >

крит

, то

расширение должно смениться сжатием, при <

крит

расширение будет длиться

бесконечно долго. На основе существующего уровня наших знаний о

распределении вещества во Вселенной принято считать, что реальная средняя

плотность чуть меньше критической плотности. Если это представление верно,

то реализуется первая возможность расширение будет протекать неограниченно

долго.

От величины средней плотности вещества зависят и геометрические

свойства Вселенной. Согласно ОТО, степень искривления пространства зависит

от массы тяготеющего вещества. Чем больше масса – тем сильнее кривизна.

При больших массах кривизна может стать настолько велика, что может

произойти «свертывание» пространства. Пространство становится конечным,

но безграничным. Если масса мала, то «свертывания» пространства не

происходит и пространство является бесконечным. Первый случай отвечает

«замкнутому» миру, второй – «открытому».

3. Модель горячей Вселенной

Для определения того, как происходило расширение Вселенной с момента

начала расширения, какие процессы при этом протекали, необходимо провести

расчеты при разных предположениях о расширении, о состоянии и составе

вещества во Вселенной и сравнить результаты расчетов с наблюдениями.

Согласно модели расширяющейся Вселенной на основе закона Хаббла

можно примерно установить момент времени начала расширения Вселенной.

Расчеты показывают, что это произошло около 15 миллиардов лет тому назад.

К настоящему времени наибольшее распространение получила модель горячей

Вселенной, которую предложил американский физик Дж. Гамов. Согласно

модели Гамова современная наблюдаемая Вселенная представляет собой

результат катастрофически быстрого разлета материи, находившейся до того в

сверхплотном состоянии. Плотность вещества спустя 10

-43

с. после начала

расширения (Большого Взрыва) примерно в 10

108

раз превосходила ядерную

плотность. Температура вещества превышала десятки тысяч миллиардов

градусов. Разлет вещества происходил со скоростями порядка 250 км/с.

В космологии выделяют несколько периодов в эволюции Вселенной после

Большого Взрыва. Каждый период характеризуется определенными

процессами. В первоначальный период, который длился всего нескольких

секунд, вещество Вселенной находилось в состоянии фотонной плазмы: на

один миллиард фотонов (квантов света) приходилась только одна частица.

Фотоны рождаются и уничтожаются при взаимодействии с элементарными

частицами. Фотон рождается при взаимодействии частицы и античастицы.

Частицы при этом исчезают (аннигилируют), и появляются фотоны. Сами

тяжелые частицы, Х-бозоны и их античастицы, рождаются из особого

состояния материи – физического вакуума, в котором они имеются в скрытом,

«виртуальном», состоянии. Тяжелые частицы и античастицы аннигилируют, и в

результате появляются протоны, нейтроны, электроны, нейтрино и

античастицы.

В первые пять минут после Большого Взрыва практически произошли все

события, определившие те свойства Вселенной, которые она имеет сегодня.

Решающую роль здесь играли протоны и нейтроны, которые, взаимодействуя с

электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, превращаются друг в

друга. Температура в результате расширения уменьшается. При этом протонов

становится больше, т.к. их масса меньше массы нейтронов и их образование

энергетически выгоднее. Процесс создания избытка протонов прекращается из-

за понижения температуры до того, как все нейтроны будут превращены в

протоны. При падении температуры до одного миллиарда градусов, начинают

образовываться простейшие ядра. Заметим, что в первые мгновения после

Большого Взрыва фотонов было много (на один протон приходился миллиард

фотонов). С течением времени это соотношение остается постоянным, но

энергия фотонов становится меньше. Это происходит в результате эффекта

Доплера, т.к. частота фотонов, а значит, и их энергия , уменьшается. Итак,

нейтроны захватываются протонами, и происходит образование дейтерия.

Реакция продолжается и образуются ядра гелия, которые состоят из двух

протонов и двух нейтронов. Одновременно образуется немного лития и изотопа

гелия-3. К концу 5-ой минуты после Большого Взрыва расширяющееся

вещество состоит из ядер водорода – 70% и ядер гелия – 30% .

Температура становится меньше миллиарда градусов, Вселенная перестает

быть горячей, наступает следующий этап расширения Вселенной, который

длится порядка триста тысяч лет. Вещество Вселенной в это время

представляет собой плазму, которая является непрозрачной для фотонов. При

температуре в 4 тысячи градусов начинается образование нейтральных атомов.

Появляются нейтральный водород и гелий. Вещество становится прозрачным

для фотонов. Нейтральное вещество начинает собираться в некоторые

образования, «комки». С этого момента начинает происходить образование

галактик.

Следствием концепции первоначально горячей Вселенной является вывод

о том, что от ранней эпохи расширения должно сохраниться остаточное

излучение в радиодиапазоне (реликтовое излучение). Реликтовое излучение

было открыто в 1965 году американскими радиоинженерами А. Пензиасом и Р.

Вильсоном. Обнаружение реликтового излучения сделало достоверным тот

факт, что Вселенная действительно эволюционирует.

4. Строение и происхождение галактик

Галактики представляют собой гигантские скопления звезд, связанных

между собой силами гравитации. Галактики содержат от нескольких миллионов

до многих сотен миллиардов звезд. Наряду со звездами в состав галактик

входят межзвездный газ, межзвездная пыль, космические лучи.

Первую удачную классификацию галактик по их внешнему виду

предпринял Э. Хаббл в 1925 году. Он предложил относить галактики к одному

из следующих трех типов: 1) эллиптические, 2) спиральные и 3) неправильные.

К эллиптическим были отнесены те галактики, которые имеют вид правильных

кругов или эллипсов (шаровая или эллипсоидальная форма) и яркость которых

плавно уменьшается от центра к периферии. Плотность звезд в единице объема

увеличивается к центру и плавно спадает от центра к краю. В большинстве

эллиптических галактик очень мало газа – менее 0,1 % всей массы. Для

спиральных галактик характерно наличие двух (иногда и больше) спиральных

рукавов, образующих плоскую систему – «диск». Кроме диска в спиральных

галактиках имеется сферическая составляющая, которая образуется объектами,

располагающимися примерно сферически-симметрично вокруг центра

галактики. В спиральных рукавах сосредоточено много молодых ярких звезд и

светящихся газовых облаков. Количество газа в спиральных галактиках

меняется от одного до пятнадцати процентов от общей массы. К неправильным

галактикам отнесены объекты, у которых отсутствует четко выраженное ядро

и не обнаружена вращательная симметрия. Количество газа в неправильных

галактиках может доходить до 50% общей массы. Предполагается, что

эллиптические галактики составляют 17%, спиральные- 80 % и неправильные-

3% от общего числа.

В последние десятилетия обнаружены звездные системы, которые не

укладываются в данную классификацию. Эти галактики получили название

«пекулярных». К их числу относятся, например, «компактные» галактики,

обладающие высокой поверхностной яркостью, а также карликовые звездные

системы с низкой светимостью.

Вопрос об образовании галактик относится к одному из сложнейших

вопросов современной астрофизики. К настоящему времени имеются несколько

различных моделей образования галактик. Так Я.Б. Зельдовичем была

предложена конденсационная модель образования галактик в результате

сжатия (конденсации) газовых сгустков (теория адиабатических возмущений).

Согласно этой теории в однородной и изотропной расширяющейся Вселенной

возникают бесконечно малые адиабатические возмущения (неоднородности

плотности вещества), которые в процессе расширения Вселенной усиливаются.

Нарастание неоднородностей приводит к образованию мощных ударных волн,

сжимающих газ в плотные газовые облака с массой 10

-10

масс Солнца.

Позже эти облака в результате охлаждения и гравитационной неустойчивости

распадаются на отдельные сгустки. Локальное увеличение плотности вещества

оказывается стабильным, если плотность достаточно велика, т.к. в этом случае

создается локальное гравитационное поле, способствующее сохранению

вещества в сжатом виде. Продолжая сжиматься и теряя при этом энергию на

излучение, уплотнившееся вещество в результате своей эволюции

превращается в современные галактики.

5 Эволюция звезд

Все небесные тела можно разбить на две группы: 1) испускающие энергию

– звезды и 2) не испускающие энергию – планеты, кометы, метеориты,

космическая пыль.

Звезды – это гигантские раскаленные, самосветящиеся шары. По своим

характеристикам звезды очень многообразны.

В числе первых характеристик звезды следует указать на ее звездную

величину. Уже во втором веке до н. э. александрийский астроном Гиппарх

составил каталог более чем из 1000 звезд. Все звезды Гиппарх разделил на

шесть групп по их блеску. Звезды с наибольшим блеском он назвал звездами

первой величины, звезды с несколько меньшим блеском – звездами второй

величины и т.д. Чем слабее светится звезда, тем больше число, обозначающее

ее звездную величину. Гиппарх считал, что звезды находятся от нас на

одинаковом расстоянии и различие в их блеске зависит от размеров звезд. Но,

на самом деле, звезды расположены от нас на различных расстояниях.

Поэтому звезда, имеющая большие размеры, но находящаяся на огромном

расстоянии может иметь звездную величину больше, чем звезда, имеющая

малые размеры и находящаяся на меньшем расстоянии. Следовательно, к

действительным размерам, как и светимости (см. ниже), звездная величина не

имеет прямого отношения.

Светимость звезды – величина, принятая в астрономии для выражения

мощности излучения звезды в сравнении с излучением Солнца. Если

светимость звезды равна 2, то это означает, что она в действительности в 2 раза

ярче Солнца, а если ее светимость 0,5, то она в 2 раза слабее Солнца.

Звезды различаются и по своему цвету: от голубого до красного.

Установлено, что цвет звезды соответствует температуре ее поверхности.

Самые горячие звезды имеют голубоватый цвет, температура их поверхности

составляет десятки тысяч градусов. У белых звезд температура около 10000 К,

у желтых (в том числе нашего Солнца) – 6000 К, у красных – 3000 К. В

направлении к центру звезд температура растет и в центре достигает

миллионов градусов. Здесь в центре звезды генерируется энергия, излучаемая

звездами в результате протекания термоядерных реакций. Главную роль здесь

играет превращения водорода в гелий в результате реакций протон-протонного

и углеродно-азотного циклов.

Как и светимости звезд, так и их размеры весьма разнообразны.

Существуют звезды гиганты и сверхгиганты, радиусы которых в тысячи и

десятки тысяч раз превосходят радиус Солнца. Радиусы звезд – карликов в

десятки и сотни тысяч раз меньше солнечного, а у нейтронных звезд – в сотни

тысяч раз.

Меньший разброс наблюдается в массах звезд. Так две наиболее

массивные звезды, образующие двойную систему, звезда Пласкетта, имеют

каждая в 50 раз большую массу, чем масса Солнца, а наименьшую массу имеет

спутник звезды  Эридана (0,006 массы Солнца).

Звезды различаются друг от друга и по своему спектру. В настоящее время

принята Гарвардская классификация звезд по их спектрам. При этом звезды

классифицируют по их принадлежности к одному из классов спектральной

последовательности: O, B, A, F, G, K, M. На основе спектрального анализа

удается исследовать химический состав звезд. У большинства звезд

химический состав оказывается примерно одинаковым. В основном это

водород и гелий. Доля других химических элементов очень мала.

В 1905-1918 годах Э. Герцшпрунгом (Дания) и Г.Н. Ресселом (США) была

установлена связь между спектральными классами и светимостями звезд

(диаграмма Герцшпрунга-Рессела). На этой диаграмме по оси абсцисс

откладываются спектральные классы звезд, по оси ординат – светимости звезд.

Большинство звезд из окрестности Солнца на диаграмме образуют главную

последовательность в виде узкой полосы, протянувшейся от левого верхнего

угла диаграммы вправо вниз.

Рассмотрим основные этапы эволюции звезд. Процесс формирования звезд

типа Солнца был сформулирован в 1980 году С. Шталлером, Ф. Шу и Р.

Таамом. Он выглядит так. Первичное газопылевое облако, из которого

формируется звезда, имеет начальную температуру 50 К, плотность – 10

-20

г/см

и прозрачно для излучения. В процессе сжатия облака происходит быстрое

увеличение плотности и температуры в его центральной области, и образуется

ядро протозвезды. Постепенно масса ядра в нем увеличивается и через 20000

лет от начала сжатия температура превышает 10

К. При этом в ядре начинается