Строение Вселенной

В доступных нам масштабах Вселенной структурность материи прослеживается в существовании в виде множества иерархически взаимосвязанных систем:

Метагалактика - отдельная галактика - звездная система - планета - отдельные тела - молекулы - атомы элементарные частицы.

Астрономия изучает планеты, звездные системы и галактики. Планеты и их характеристики известны только по Солнечной системе.

Планеты и их спутники (Солнечная система)

Группа планет вместе с Солнцем составляют Солнечную систему. Кроме планет, в Солнечную систему входят спутники планет (в том числе и Луна), астероиды, кометы, метеорные тела, солнечный ветер. Планеты расположены в следующем порядке: Меркурий, Венера, Земля (1 спутник-Луна), Марс (2 спутника - Деймос и Фобос), Юпитер (15 спутников), Сатурн (16 спутников), Уран (5 спутников), Нептун (2 спутника). Земля к Солнцу в 2,5 раза дальше, чем Меркурий. В последнее время астрономы внесли коррективы в строение Солнечной системы.

Считается, что планеты должны быть и около многих других звезд, однако прямые наблюдательные данные о них отсутствуют, а есть только косвенные указания. Поиски планет среди множества звезд слабее 15-й величины слишком кропотливы и не оправдывают затраченного на них времени.

По физическим характеристикам планеты Солнечной системы делятся на 2 группы: планеты земного типа (Меркурий – Марс); планеты – гиганты (Юпитер- Нептун). О Плутоне известно мало; предположительно: земной тип.

Строение планет - слоистое. В их строении выделяют несколько сферических оболочек – твердую, жидкую и газообразную, которые на разных планетах представлены по-разному. Все планеты земной группы имеют твердые оболочки, в которых сосредоточена почти вся их масса. Венера, Земля и Марс обладают газовыми атмосферами. Меркурий практически лишен атмосферы. Земля имеет жидкую оболочку из воды – гидросферу, а также биосферу. Аналогом земной гидросферы на Марсе является криосфера - лед в полярных шапках и в грунте (вечная мерзлота). Одна из загадок солнечной системы – дефицит воды (отсутствие гидросферы) на Венере.

Характеристики твердых оболочек планет относительно хорошо известны лишь для Земли. Модели внутреннего строения других планет земной группы строятся, главным образом, на основании данных о свойствах вещества земных недр. Как и у Земли, в твердых оболочках планет выделяют: кору - самую внешнюю тонкую (10-100 км) твердую оболочку; мантию - твердую и толстую (1000-3000 км) оболочку; ядро - наиболее плотная часть планетных недр.

Наиболее распространены в твердом «теле» Земли: Fe (34.6%), О₂ (29.5%), Si (15.2%), и Mg (12.7%).

Планеты-гиганты обладают иным химическим составом, Юпитер и Сатурн содержат Н₂ и He в той же пропорции, что и Солнце. Вероятно, другие элементы также содержаться в пропорциях, соответствующих солнечному составу. В недрах Урана и Нептуна, по-видимому, больше тяжелых элементов.

Недра Юпитера находятся в жидком состоянии, за исключением небольшого ядра, которое представляет собой результат металлизации жидкого водорода. Температура в центре Юпитера около 30 000 К. Химический и изотопный состав Юпитера отражает состав межзвёздной среды, какой она была 5 млрд. лет назад. Вместе с тем Юпитер никогда не был настолько горяч, чтобы в нём могли протекать термоядерные реакции. Сатурн по внутреннему строению похож на Юпитер. Строение недр Урана и Нептуна иное: доля каменистых материалов в них существенно больше.

Основными источниками энергии в недрах планет являются радиоактивный распад элементов и выделение гравитационной потенциальной энергии при аккреции и дифференциации вещества, его постепенном перераспределении по глубине в соответствии с плотностью - тяжёлые фрагменты тонут, лёгкие всплывают. На Земле подобное перераспределение не завершилось. Такие процессы вызывают перемещение отдельных участков земной коры, горообразование, сейсмические и вулканические процессы. Судя по характеру поверхности, среди планет земной группы тектонически наиболее активна Земля, за ней следуют Венера и Марс.

Предполагается, что планеты возникли одновременно (или почти одновременно) 4,6 млрд. лет назад из газопылевой туманности, имевшей форму диска, в центре которого располагалось молодое Солнце. Допланетное облако было мало массивным. Если бы его масса превышала 0,15 массы Солнца, оно аккумулировалось бы не в систему планет, а в звездоподобный спутник Солнца. Протопланетное облако было неустойчивым, в нем образовался ряд колец, которые превращались в газовые сгустки - протопланеты. Протопланеты сжимались, твердые пылинки сближались, сталкивались, образовывали тела все больших размеров, и в относительно короткий срок 10⁵-10⁸ лет сформировались 9 больших планет. В настоящее время господствует идея холодного, а не горячего, начального состояния Земли и других планет Солнечной системы. Астероиды, кометы, метеориты являются, вероятно, остатками материала, из которого сформировались планеты. Астероиды, сохранились до нашего времени благодаря тому, что подавляющее большинство их движется в промежутке между орбитами Марса и Юпитера. Аналогичные каменистые тела, некогда существовавшие во всей зоне планет земной группы, давно либо присоединились к этим планетам, либо разрушились при взаимных столкновениях, либо были выброшены за пределы этой зоны вследствие гравитационного воздействия планет.

Происхождение систем регулярных спутников (т.е. движущихся в направлении вращения планеты по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости ее экватора) авторы космогонических теорий обычно объясняют повторением в малом масштабе того же процесса, который они предлагают для образования планет Солнечной системы. Такие спутники есть у Юпитера, Сатурна, Урана. Происхождение иррегулярных спутников (т.е. таких, которые обладают обратным движением) эти теории объясняют захватом.

Что касается Луны, то наиболее вероятным является ее образование на околоземной орбите из нескольких крупных тел, которые, в конечном счете, объединились в одно тело – Луну, что обеспечило ее быстрое нагревание, хотя продолжают обсуждаться гипотезы захвата Землей готовой Луны и отделения Луны от Земли.

ЗВЕЗДЫ

Звезды – далекие солнца.

В ночном небе невооруженным взглядом можно видеть» 6 тыс. звезд.

С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрологические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около 1 млн. А всего нашему наблюдению доступно» 2 млрд. звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 10²².

Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и другие свойства. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят Солнце в десятки и сотни раз. Звезды – карлики имеют размеры Земли и меньше. Предельная масса звезд равна примерно 60-ти солнечным массам.

Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины a- Центавра, не видимую с территории России и Беларуси. Она отстоит от Земли на расстоянии 4 световых лет. Курьерский поезд, идет без остановок со ύ= 100 км/час, добрался бы до нее за 40 млн. лет.

В звездах сосредоточена основная масса (98-99 %) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды – мощные источники энергии. Вещество звезд представляет собой плазму. Плазма – это состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга.

Звёзды в космическом пространстве распределены неравномерно. Они образуют звёздные системы: кратные звёзды (двойные, тройные и т.д.); звёздные скопления (от нескольких десятков звёзд до миллионов); галактики - грандиозные звёздные системы (наша Галактика, например, содержит около 150- 200 млрд.).

Большинство звёзд находится в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений их физических характеристик. Это отвечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звёзды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами. Переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды.

Характеристики звезд:

- абсолютная звёздная величина,

- наличие или отсутствие переменности блеска и размеров,

- спектральный класс;

- спектральный подкласс.

Эволюция звезд — это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными наблюдений.

«Рождение» звезды — это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. «Смерть» звезды — это необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.

Звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. Гравитационное сжатие — первый этап эволюции звезд. Он приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «включения» термоядерной реакции (примерно 10—15 млн К.

Вторым этапом эволюции звезд является «включение» водородных термоядерных реакций в центральной зоне. Водород — главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало. Т.о., на втором этапе своей эволюции звезды находятся в равновесном (стационарном) состоянии и являются саморегулирующимися системами. С тационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия.

Третий этап эволюции звезды начинается после выгорания водорода в центральной зоне. У звезды при этом образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка — расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Полагают, что звезда типа нашего Солнца может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, наше Солнце станет красным гигантом примерно через 8 млрд лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь сама Земля образовалась всего лишь 5 млрд лет назад.

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. В результате роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Когда внутренние термоядерные источники энергии полностью истощаются, дальнейшая судьба звезды (этапы ее эволюции) зависит от ее массы.

При массе менее 1,4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (сотни тонн на 1 см³). Такие звезды называются белыми карликами. Здесь электроны образуют вырожденный газ, давление которого уравновешивает силы тяготения. Тепловые запасы звезды постепенно истощаются и звезда медленно охлаждается, что сопровождается выбросами оболочки звезды. Когда энергия звезды иссякнет, звезда изменяет свой цвет от белого к желтому, затем к красному; наконец, она перестанет излучать и превращается в черного карлика — мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

При массе более 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды становится невозможным, так как давление не может уравновесить сил тяготения. Происходит мощный взрыв - вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство и образованием газовых туманностей. При вспышке сверхновой звезды выделяется чудовищная энергия (порядка 10⁵² эрг). Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение обмена веществом между звездами и межзвездной средой, для распространения химических элементов во Вселенной, а также для рождения первичных космических лучей.

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела — нейтронной звезды (пульсара) или черной дыры.

Плотность нейтронной звезды очень высока, выше плотности атомных ядер — 10 ¹⁵ г/см³. Температура такой звезды около 1 млрд градусов. Но нейтронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направлению магнитной оси. Для звезд, в которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому-то нейтронные звезды называют пульсарами. Уже открыты сотни нейтронных звезд. Экстремальные условия в нейтронных звездах делают их уникальными естественными лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

Черная дыра — область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь - ни излучение, ни частицы. Свойства черной дыры необычны. Особый интерес вызывает возможность гравитационного захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности. В черной дыре пространство и время взаимосвязаны необычным образом. Для наблюдателя внутри черной дыры направление возрастания времени является направлением уменьшения радиуса. Оказавшись внутри черной дыры, наблюдатель не может вернуться к поверхности. Он не может даже приостановиться в том месте, где оказался. Он «попадает в область бесконечной плотности, где время кончается».

Изучение свойств черных дыр (Я.Б. Зельдович, С. Хокинг и др.) показывает, что в некоторых случаях они могут «испаряться». Этот «механизм» связан с тем, что в сильном поле тяготения черной дыры вакуум (физические поля в самом низком энергетическом состоянии) неустойчив и может рождать частицы (фотоны, нейтрино и др.), которые, улетая, уносят энергию черной дыры. Вследствие этого черная дыра теряет энергию, уменьшаются ее масса и размеры.

Вероятно, одна черная дыра уже обнаружена в рентгеновском источнике Лебедь Х-1. В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн звезд.

Структура звезды:

Ядро - это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой <0.5 Mʘ это занимает все пространство от поверхности ядра, до поверхности фотосферы. Для звёзд с масссой сравнимой с солнечной конвективная часть находится между ядром и лучистой зоной. А для массивных звезд она находится на самом верху, над лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд типа Солнца находится между конвективной зоной и поверхностью звезды.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличных от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1 — 2 порядка превышающей Мʘ таких слоев может быть 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трех частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера - самая глубокая часть атмосферы, в ее нижних слоях формируется непрерывный спектр.

ГАЛАКТИКИ

Галактики — гигантская, гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс. В галактику входит примерно до 10¹³ звезд. Такого же порядка (n= 13) и массы галактик по отношению к массе Солнца.

Некоторые галактики можно разглядеть в хороший бинокль. Галактику Андромеды, большую по размерам и находящуюся достаточно близко к Солнцу (всего в 1,5 млн световых лет), в состоянии увидеть человек схорошим зрением: это размытое пятно в созвездии Андромеды. С помощью больших телескопов можно наблюдать еще намного более далекие галактики, и мы видим их такими, какими они были миллиарды лет назад. Расстояние до самых дальних из наблюдаемых в настоящее время галактик - свыше 10млрд. световых лет.

Велики не только размеры галактик и расстояния до них, велико и количество галактик, которые наблюдаются астрономами. В хорошо исследованной области пространства, на расстояниях 1500 Мпк, находится сейчас несколько миллиардов галактик.

Одна из центральных проблем современной внегалактической астрономии связана с определением расстояний до галактик и размеров самих галактик. Расстояния до ближайших галактик, которые можно разложить на звезды, определяются по их светимости. Сложнее оценить расстояние до далеких галактик.

Определение расстояния до галактик производится по закону Хаббла: красные смещения в спектрах галактик растут пропорционально расстояниям до них.

,

где г - расстояние до галактики; с — скорость света, Н - постоянная Хаббла.

По современной оценке, постоянная Хаббла (отношение скорости удаления (V) внегалактических источников к расстоянию (R) до них составляет от 50 до 100 км/(с Мпк). В настоящее время измерены красные смещения тысяч галактик и квазаров.

Определение расстояний до галактик и их положения на небе позволило сделать еще один вывод. Оказалось, что большинство галактик входит в группировки, которые насчитывают от нескольких галактик (группа галактик) до сотен и тысяч галактик (скопление галактик) и даже облака скоплений (сверхскопления). Наблюдаются и одиночные галактики, но они относительно редки (не более 10%). Другими словами, если галактики — это «острова Вселенной», то они, как правило,объединены в архипелаги.

Чрезвычайно многообразны формы галактик. Типология форм галактик, разработанная еще Э. Хабблом, в основном сохранилась до настоящего времени.

Дата добавления: 2014-12-07