В 1948 г. эмигрировавший из СССР в США Г.Гамов (1904–1968) выдвинул гипотезу рождения Вселенной в результате Большого Взрыва . Сейчас эта гипотеза называется теорией горячей Вселенной . Согласно этой теории, приблизительно через 100 сек после Большого Взрыва, создавшего пространство, время, материю и положившего начало расширению и остыванию Вселенной, в ее достаточно горячем веществе, содержащем протоны и нейтроны, при температуре 10 9 К начали протекать термоядерные реакции первичного нуклеосинтеза самых легких (не считая водорода) ядер, в результате которых стали образовываться ядра дейтерия, трития и гелия.

Через 1 млн. лет после рождения Вселенной смесь водорода и гелия, подчиняясь закону всемирного тяготения, стала собираться в сгустки, из которых впоследствии образовались первые звезды и галактики. По теории Г.Гамова вещество, из которого они формировались, должно было состоять на 75% из водорода и на 25% из гелия. По современным оценкам, переход от однородной водородно-гелиевой Вселенной к структурной Вселенной с галактиками и звездами длился от 1-го до 3-х миллиардов лет, а первые звезды могли возникнуть через 200 млн. лет после рождения Вселенной.

По мнению ученых, образование звезд и галактик в расширяющейся Вселенной было обусловлено существованием пространственной неоднородности вещества, возникшей из квантовых флуктуаций материи при рождении Вселенной, и гравитационной неустойчивостью любого неравномерного распределения масс (область пространства с большей плотностью притягивает окружающие массы и таким образом способствует еще большему его уплотнению).

Газопылевые космические облака, из которых возникают звезды, неустойчивы: малые возмущения их плотности могут привести к нарушению гравитационного равновесия. Под влиянием силы всемирного тяготения возмущения будут нарастать, что приведет к разделению облака на отдельные фрагменты, каждый из которых под влиянием гравитации начнет сжиматься, образуя протозвезду . Постепенное сжатие водородно-гелиевых сгущений под действием собственной гравитационной силы приводит к их нагреву до значений температуры, достаточных для возникновения термоядерных реакций синтеза. Дальнейшее сжатие при этом прекращается, т.к. его уравновешивает теперь излучение, из сгустка возникает звезда и начинается термоядерный этап ее эволюции. Около 90% звезд в видимой Вселенной находится на стадии термоядерного синтеза гелия из водорода, потому что именно эта стадия звездной эволюции – самая продолжительная в активной «жизни» звезды.

Рождение звезды обычно скрыто космической пылью, поглощающей излучение звездного ядра. При этом оболочка из пыли нагревается до сотен градусов и в соответствии с этой температурой светит сама в инфракрасном (ИК) диапазоне. Поэтому только с появлением ИК–фотометрии и радиоастрономии стали доступны для наблюдений и изучений явления в газопылевых облаках, имеющих отношение к рождению звезд.

Вещество, израсходованное на образование звезд, частично возвращается в межзвездную среду при их взрывах. Обогащенное тяжелыми элементами, синтезированными в недрах звезд или образовавшимися во время их взрывов, оно может снова включиться в процесс звездообразования. Различают звезды разных поколений в зависимости от того, сколько раз вошедший в их состав межзвездный газ участвовал в формировании звезд. Так, первые звезды во Вселенной возникали из первичного газа, содержащего только водород (75% по массе) и гелий (25% по массе). Звезды последующих поколений образовались из газа, содержащего весь набор тяжелых элементов. Считается, что Солнце – звезда третьего поколения. Так что, все в Солнечной системе, включая и людей, состоит из пепла взорвавшихся звезд. У других звезд также обнаружены планеты: их в настоящее время известно более 100. Планетные системы могли формироваться у звезд второго и последующих поколений из вещества, в котором присутствовали элементы тяжелее гелия.

Диапазон характерных масс звезд составляет 0.1М c –100М c (М c – масса Солнца). Большинство звезд в видимой Вселенной имеет массу меньше, чем Солнце. В звездах с массой М≤0.1М c невозможно термоядерное горение водорода, поэтому они могут светить только за счет постепенного охлаждения их вещества. Обнаружение таких звезд осложнено их низкой светимостью, поэтому возможно, что часть невидимого вещества во Вселенной (скрытая масса ), которое можно обнаружить только по их гравитационного воздействию на соседние объекты, заключена именно в них. По оценкам ученых, вещество, непосредственно наблюдаемое в звездах и газовых туманностях, составляет не более 5% от полной массы Вселенной (при этом на звезды приходится только 1% всей массы Вселенной). Звезды с М≥100М c неустойчивы.

Чем больше масса звезды, тем быстрее она истощает запасы своего ядерного топлива и тем быстрее она стареет. Поэтому массивные звезды с массой, приблизительно в 100 раз превосходящей массу Солнца, живут всего лишь около 10 млн. лет; звезды с массой, в несколько раз превышающей солнечную массу, – сотни миллионов лет; а звезды с массой М~М c светят примерно 10 млрд. лет.

Звезды могут развиваться по отдельности или в системах, состоящих из двух или большего количества звезд.

Звезда, излучающая за счет выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения ее химического состава. Наибольшее время она проводит на стадии, когда в ее центральной части горит водород. Большая длительность этого этапа связана, в частности, с тем, что водород является самым калорийным ядерным топливом. При образовании одного ядра гелия (альфа-частицы) из 4-х ядер водорода выделяется примерно 26 МэВ энергии, а при образовании углерода 6 С 12 из 3-х альфа-частиц – только около 7.3 МэВ, т.е. выделение энергии на единицу массы при этом в 10 раз меньше.

После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра выделение ядерной энергии в нем прекращается, и ядро начинает интенсивно сжиматься. Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро. Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растет, поверхностная температура уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звезд) или сверхгигантом (красным или желтым) в случае более массивных звезд. Цвет звезды определяется температурой ее поверхности: чем больше температура поверхности Т, тем выше частота излучения ν согласно формуле

где h – постоянная Планка, а k – постоянная Больцмана. Поэтому красные звезды – самые холодные, а голубые – самые горячие.

Процесс последующей звездной эволюции определяется в основном массой звезды. Образование элементов тяжелее магния возможно только в массивных звездах. Солнце из-за недостаточной массы закончит свою эволюцию на стадии гелиевого горения. К концу своей жизни звезды, аналогичные Солнцу, сбрасывают свою оболочку (планетарную туманность) и превращаются в белых карликов , сжимаясь до размеров Земли или меньше. Белый карлик – горячая звезда, но из-за малых размеров ее практически не видно. Через миллиарды лет белый карлик должен охладиться и превратиться в черного карлика , не излучающего свет. Таким образом, черные карлики – это мертвые остатки звезд.

В массивных звездах после образования железа гравитационное сжатие ядра не удерживается противодавлением излучения, т.к. в результате ядерных реакций, идущих на этом этапе, энергия не выделяется. Элементы тяжелее железа образуются в недрах звезд при захвате ядрами свободных нейтронов или протонов. Так синтезируются тяжелые ядра вплоть до висмута.

Температура в центре красных сверхгигантов может достигать 10 10 К. При такой температуре ядра атомов разваливаются на протоны и нейтроны, протоны поглощают электроны, превращаясь в нейтроны и испуская нейтрино. Как правило, эволюция таких звезд заканчивается мощным взрывом – вспышкой сверхновой . В 1987 г. ученые наблюдали такой взрыв в галактике Большое Магелланово Облако , находящейся от нас на расстоянии 150 тыс. световых лет. В результате вспышки сверхновой состояние звезды кардинально изменяется: она либо полностью разрушается, либо сбрасывает свою внешнюю оболочку, а ее бешено вращающееся (по закону сохранения момента импульса) нейтронное ядро превращается под действием сил гравитационного сжатия в нейтронную звезду , масса которой при размере около 10 км может превышать массу Солнца. Нейтронная звезда состоит из нейтронного газа, внутреннее давление которого противодействует гравитации и останавливает сжатие звезды. Огромные силы давления нейтронного вещества обусловлены тем, что являющиеся фермионами нейтроны по принципу Паули не могут находиться в одном энергетическом состоянии и поэтому при сильном сжатии отталкиваются друг от друга.

Идею о возможности существования во Вселенной нейтронных звезд впервые выдвинул советский физик Л.Д.Ландау (1908–1968) в 1932 г. после того, как был открыт нейтрон. Вращаясь, нейтронные звезды должны импульсами испускать электромагнитное излучение. Поэтому их стали называть пульсарами . В 1967 г. астрономы открыли первую нейтронную звезду, находящуюся в центре Крабовидной туманности , возникшей после взрыва сверхновой в 1054 г. Звезда периодически излучала радиоволны. Одиночные нейтронные звезды проявляют себя обычно как радиопульсары, а нейтронные звезды в двойных звездных системах – как рентгеновские источники. Теряя энергию на излучение, нейтронная звезда должна постепенно замедлять свое вращение. Как следует из теоретических расчетов, масса нейтронной звезды не может превышать массу Солнца более, чем в 3-4 раза.

Механизм перехода сжатия звезды во взрыв, в результате которого межзвездная среда обогащается тяжелыми элементами, образовавшимися в недрах звезд и в процессе самого взрыва, в настоящее время до конца не ясен.

Если масса ядра умирающей сжимающейся звезды превышает массу Солнца в 3 и большее число раз, никакая сила не сможет остановить процесс сжатия. Это поняли ученые к середине 60-х годов ХХ века. Рассчитав структуру звезд и ход их эволюции, они пришли к выводу, что существование устойчивых мертвых звезд с массой М>3М c невозможно. По мере сжатия напряженность гравитационного поля будет нарастать, увеличивая согласно общей теории относительности искривленность пространства и замедляя время вблизи звезды. Когда звезда сожмется до гравитационного радиуса R g

R g = 2 GM / c 2 , (2)

где М – масса звезды, G – гравитационная постоянная, с – скорость света в вакууме, она исчезнет из видимой Вселенной, оставив только свое гравитационное поле и превратившись в черную дыру . Сверхсильное гравитационное притяжение черной дыры не могут преодолеть ни одно известное вещество и ни одно излучение. Поэтому она – невидимая (черная).

Немецкий астрофизик К.Шварцшильд (1873–1916) первым нашел точное решение уравнений общей теории относительности А.Эйнштейна, которое, как оказалось впоследствии, описывает геометрию пространства–времени вблизи черной дыры. Он также вычислил критический радиус, до которого нужно сжать массу, чтобы она стала черной дырой. Этот радиус стал называться радиусом Шварцшильда, или гравитационным радиусом. Черная дыра не имеет поверхности, существует только область пространства вокруг нее, определяемая гравитационным радиусом и невидимая для внешнего наблюдателя. Эта область называется горизонтом событий . Любое тело или излучение, оказавшись вблизи горизонта событий, будет двигаться только внутрь черной дыры. Предполагается, что в черных дырах Вселенная скрывает большую часть своей материи. Если материальный объект попадает в гравитационное поле черной дыры, то он разогревается до очень высоких температур. Поэтому перед окончательным исчезновением в ней он выбрасывает во Вселенную интенсивное рентгеновское излучение.

Черные дыры могут быть окнами в другие Вселенные, пространства и времена, из них могут рождаться Вселенные аналогично возникновению нашей Вселенной из сверхплотного и горячего состояния материи. Известный английский ученый, прикованный судьбой к инвалидной коляске, С.Хокинг (р.1924) выдвинул гипотезу о том, что со временем черные дыры испаряются, излучая в окружающее пространство энергию.

Итак, согласно современной теории эволюции звезд, умирая, каждая звезда становится или белым карликом, или нейтронной звездой, или черной дырой. Белые карлики известны уже много десятилетий и долгое время считались последней стадией эволюции любой звезды. Но затем, как было отмечено выше, были открыты пульсары, доказавшие реальное существование нейтронных звезд. В настоящее время ученые ищут экспериментальные подтверждения наличия во Вселенной черных дыр.

5. Поиски черных дыр .

Поиск черных дыр в космосе является сложной задачей, т.к. никакая информация, в том числе и свет, не может выйти с поверхности таких объектов. Однако во Вселенной существует гравитационное поле черной дыры. Черные дыры поглощают световые лучи, проходящие вблизи нее, и отклоняют лучи, идущие на значительном расстоянии. Также черные дыры могут оказывать гравитационное воздействие на другие космические объекты: удерживать возле себя планеты или образовывать двойные системы с другими звездами. Вещество, поглощаемое черной дырой, разогревается до очень высоких температур и перед тем, как исчезнуть в ней, должно выбрасывать мощное рентгеновское излучение.

Для поиска рентгеновских источников в космосе на околоземную орбиту в 1970 г. был запущен американский спутник «Ухуру», с помощью которого астрономы открыли источники рентгеновского излучения во многих двойных звездных системах. В большинстве таких систем масса невидимой части не превышает 2-х солнечных масс, т.е. является нейтронной звездой. Но имеются двойные звезды с массой невидимой части, которая больше 3-х масс Солнца. Предполагается, что в этом случае темным компонентом является черная дыра.

Первым кандидатом в черные дыры стал невидимый источник рентгеновского излучения Лебедь-Х1, находящийся на расстоянии 8000 световых лет от Земли. Это – двойная звездная система, в которой видимой частью является звезда с массой около 30-и солнечных масс, а невидимый объект имеет массу более 6-и масс Солнца.

Существует гипотеза, что в центре многих галактик находятся черные дыры, массы которых достигают десятков и сотен миллионов солнечных масс. В результате падения вещества на черную дыру должно выделяться огромное количество энергии. Астрономы использовали космический телескоп «Хаббл» и рентгеновскую обсерваторию «Чандра», запущенную НАСА в 1999 г., для того, чтобы найти доказательства существования черных дыр в галактических ядрах. В результате проведенных наблюдений за огромной эллиптической галактикой М87, расположенной на расстоянии 50 млн. световых лет от Земли в созвездии Девы, установлено, что в ее центре имеется вращающийся с огромной скоростью (600 км/с) ионизованный газовый диск радиусом около 3.5 пк (1 пк (парсек) равен 3.3 светового года). Предполагается, что только гравитация невидимого объекта массой 2–3 млн. солнечных масс могла заставить газ вращаться с такой скоростью.

С помощью космической обсерватории «Чандра» было получено рентгеновское изображение центральной области Млечного Пути. В Стрельце А, расположенном в этой области, было зарегистрировано наиболее интенсивное рентгеновское излучение. Во время наблюдений источник этого излучения ярко светился несколько минут, а затем в течение 3 часов возвращался на предыдущий уровень. Быстрые изменения мощности рентгеновского излучения ученые связывают с тем, что вспышка была вызвана приближением вещества к черной дыре.

Кроме этого, в ядре Млечного Пути обнаружены звезды, движущиеся со скоростями более 1000 км/с. В области радиусом 0.1 пк вокруг Стрельца А наблюдается увеличение скоростей звезд по мере приближения к центру. Такие большие скорости можно объяснить только тем, что Стрелец А – черная дыра с массой, равной 2.6 10 6 М c .

Существование черной дыры в центре нашей Галактики не представляет опасности для Земли из-за ее огромной удаленности. Но так как черная дыра питается звездной и другой материей, она может поглотить всю Галактику. Но прежде чем она доберется до Солнечной системы, ей придется проглотить не менее 100 млрд. звезд Млечного Пути.

Один из кандидатов в черные дыры путешествует по нашей Галактике. Его открыли в 2000 г. Ученые полагают, что это массивная двойная звездная система, в которой черная дыра поглощает материю соседней звезды. Удалось определить орбиту этого объекта. Расстояние между ним и Солнцем составляет сейчас 6000 световых лет.

В 1999 г. с помощью обсерватории «Чандра» был обнаружен мощный рентгеновский источник, расположенный на расстоянии 2.5 млрд. световых лет от Земли в центре одной из галактик созвездия Гидры. Предполагают, что он также является черной дырой.

Самыми мощными источниками электромагнитного излучения во Вселенной являются открытые в 1963 г. квазары – квазизвездные радиоисточники. Их размеры больше звезд, но меньше галактик. Диаметр квазара равен приблизительно нескольким световым неделям, а масса – более 10 6 М c . Большинство квазаров расположено на расстояниях 10–15 млрд. световых лет от Земли, т.е. на границе видимой Вселенной. Поэтому мы видим их такими, какими они были, когда Вселенная только начала формироваться. Светимость квазара может быть эквивалентной излучению десятков галактик. В настоящее время открыты тысячи квазаров. Для них характерны мощные движения газа и выбросы струй вещества (джетов) со скоростью, близкой к скорости света. Существует гипотеза о том, что квазары – это гигантские черные дыры с массой около 100 млн. солнечных масс, расположенные в плотных ядрах галактик. Такие массивные черные дыры должны разрушать и захватывать звезды, орбиты которых расположены в непосредственной близости от них. Подтверждением этого является изменение светимости квазаров с характерным периодом менее одного дня.

Министерство сельского хозяйства и продовольствия Российской Федерации

Тюменская Государственная Сельскохозяйственная Академия

Кафедра философии

Контрольная работа по дисциплине “Концепции современного естествознания”

Тема: Строение и эволюция звезд и планет.

Выполнила:

М ежзвездный газ

Потребовалось тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездный газ, но имеется и другой компонент. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзвездное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что поглощение света обусловлено межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Стадии звездной эволюции

Этот процесс является закономерным, то есть неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики. Но тут "вступает в игру" межзвездное магнитное поле. В системе силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда "стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и "термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально на глазах. Этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Каков же механизм их возникновения? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть "материализацию" звёзд? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное значение времени.

Среди многочисленных небесных светил, изучаемых современной астрономией, особое место занимают планеты. Ведь все мы хорошо знаем, что Земля, на которой мы живем, является планетой, так что планеты-тела, в основном подобные нашей Земле.

Но в мире планет мы не встретим даже двух, совершенно похожих друг на друга. Разнообразие физических условий на планетах очень велико. Расстояние планеты от Солнца (а значит, и количество солнечного тепла, и температура поверхности), её размеры, напряжение силы тяжести на поверхности, ориентировка оси вращения, определяющая смену времён года, наличие и состав атмосферы, внутреннее строение и многие другие свойства различны у всех девяти планет Солнечной системы.

Существуют две основные концепции происхождения небесных тел. Первая основывается на небулярной модели образования Солнечной системы, выдвинутой еще французским физиком и математиком Пьером Лапласом и развитой немецким философом Иммануилом Кантом. В соответствии с нею звезды и планеты образовались из рассеянного диффузного вещества (космической пыли) путем постепенного сжатия первоначальной туманности.

Принятие модели Большого Взрыва и расширяющейся Вселенной существенным образом повлияло и на модели образования небесных тел и привело к гипотезе Виктора Амбарцумяна о возникновении галактик, звезд и планетных систем из сверхплотного (состоящего из самых тяжелых элементарных частиц - гиперонов) дозвездного вещества, находящегося в ядрах галактик, путем его фрагментации.

Интерпретация небесных тел определяется тем, какую из двух гипотез считают истинной. Открытие В. Амбарцумяном звездных ассоциаций, состоящих из очень молодых звезд, стремящихся убежать друг от друга, было понято им как подтверждение гипотезы образования звезд из первоначального сверхплотного вещества. Какая из двух концепций ближе к истине, решит последующее развитие естествознания.

Модель расширяющейся Вселенной встретилась с несколькими трудностями, которые способствовали прогрессу астрономии. Разлетаясь после Большого Взрыва из точки с бесконечно большой плотностью, сгустки вещества должны слегка притормаживать друг друга силами взаимного притяжения, и скорость их должна падать. Но для торможения не хватает всей массы Вселенной. Из этого возражения родилась в 1939 году гипотеза о наличии во Вселенной так называемых «черных дыр», которые невозможно увидеть, но которые хранят 9/10 массы Вселенной (т. е. столько, сколько недостает).

Что представляют собой «черные дыры»? Если некоторая масса вещества оказывается в сравнительно небольшом объеме, критическом для данной массы, то под действием собственного тяготения такое вещество начинает неудержимо сжиматься. Происходит гравитационный коллапс. В результате сжатия растет концентрация массы и наступает момент, когда сила тяготения на поверхности становится столь велика, что для ее преодоления надо было бы развить скорость большую, чем скорость света. Поэтому «черная дыра» ничего не выпускает наружу и не отражает, и стало быть ее невозможно обнаружить. В «черной дыре» пространство искривляется, а время замедляется. Если сжатие продолжается дальше, тогда на каком-то его этапе начинаются незатухающие ядерные реакции. Сжатие прекращается, а затем происходит антиколлапсионный взрыв, и «черная дыра» превращается в «белую дыру». Предположено, что «черные дыры» находятся в ядрах галактик, являясь сверхмощным источником энергии.

Все небесные тела можно разделить на испускающие энергию - звезды, и не испускающие-планеты, кометы, метеориты, космическую пыль. Энергия звезд генерируется в их недрах ядерными процессами при температурах, достигающих десятки миллионов градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проницающей способности - нейтрино.

Звезды - это фабрики по производству химических элементов и источники света и жизни. Тем самым решаются сразу несколько задач. Звезды движутся вокруг центра галактики по сложным орбитам. Могут быть звезды, у которых меняются блеск и спектр - переменные звезды (Тау Кита) и нестационарные (молодые) звезды, а также звездные ассоциации, возраст которых не превышает 10 млн. лет. Возможно из них образуются сверхновые звезды, при вспышках которых происходит выделение огромного количества энергии нетеплового происхождения и образование туманностей (скоплений газов).

Существуют очень крупные звезды - красные гиганты и сверхгиганты, и нейтронные звезды, масса которых близка к массе Солнца, но радиус составляет 1/50000 от солнечного (10-20 км); они называются так, потому что состоят из огромного сгустка нейтронов).

В 1967 году были открыты пульсары - космические источники радио-, оптического, рентгеновского и гамма-излучения, приходящие на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков. У радиопульсаров (быстро вращающихся нейтронных звезд) периоды импульсов - 0,03-4 сек, у рентгеновских пульсаров (двойных звезд, где к нейтронной звезде перетекает вещество от второй, обычной звезды) периоды составляют несколько секунд и более.

К интересным небесным телам, которым часто приписывалось сверхъестественное значение, относятся кометы. Под воздействием солнечного излучения из ядра кометы выделяются газы, образующие обширную голову кометы. Воздействие солнечного излучения и солнечного ветра обусловливает образование хвоста, иногда достигающего миллионов километров в длину. Выделяемые газы уходят в космическое пространство, вследствие чего при каждом приближении к Солнцу комета теряет значительную часть своей массы. В связи с этим кометы живут относительно недолго (тысячелетия и столетия).

Небо только кажется спокойным. В нем постоянно происходят катастрофы и рождаются новые и сверхновые звезды, во время вспышек которых светимость звезды возрастает в сотни тысяч раз. Эти взрывы характеризуют галактический пульс.

В конце эволюционного цикла, когда все водородное горючее истрачено, звезда сжимается до бесконечной плотности (масса остается прежней). Обычная звезда превращается в «белого карлика» - звезду, имеющую относительно высокую поверхностную температуру (от 7000 до 30000° С) и низкую светимость, во много раз меньшую светимости Солнца.

Предполагается, что одной из стадий эволюции нейтронных звезд является образование новой и сверхновой звезды, когда она увеличивается в объеме, сбрасывает свою газовую оболочку и в течение нескольких суток выделяет энергию, светя как миллиарды солнц. Затем, исчерпав ресурсы, звезда тускнеет, а на месте вспышки остается газовая туманность.

Если звезда имела сверхкрупные размеры, то в конце ее эволюции частицы и лучи, едва покинув поверхность, тут же падают обратно из-за сил гравитации, т. е. образуется «черная дыра», переходящая затем в «белую дыру».

Процесс эволюции звезд представлен на схеме:

Что будем делать с полученным материалом:

Если этот материал оказался полезным ля Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:

Твитнуть

Все темы данного раздела:

Характерные черты науки
О таком многофункциональном явлении как наука можно сказать, что это: 1) отрасль культуры; 2) способ познания мира; 3) специальный институт (в понятие института здесь входит не только высшее учебно

Отличие науки от других отраслей культуры
Наука отличается от МИФОЛОГИИ тем, что стремится не к объяснению мира в целом, а к формулированию законов развития природы, допускающих эмпирическую проверку. Наука отличается от МИСТИКИ т

Наука и религия
Остановимся более подробно на соотношении науки и религии, тем более, что существуют различные точки зрения по данной проблеме. В атеистической литературе пропагандировалось мнение, что научное зна

Наука и философия
Важно правильно понимать и взаимоотношения науки с философией, поскольку неоднократно, в том числе и в недавней истории, различные философские системы претендовали на научность и даже на ранг «высш

Становление науки
Наука в ее современном понимании является принципиально новым фактором в истории человечества, возникшим в недрах новоевропейской цивилизации в XVI - XVII веках. Она появилась не на пустом месте. Н

Что такое естествознание?
Выяснив основные особенности современной науки, можно дать определение естествознанию. Это раздел науки, основанный на воспроизводимой эмпирической проверке гипотез и создании теорий или эмпирическ

Эволюция и место науки в системе культуры
Взаимоотношения науки с другими отраслями культуры не были безоблачными. Имела место довольно жесткая, порой жестокая борьба за духовное лидерство. В средние века политическая и с нею духовная влас

Естественнонаучная и гуманитарная культура
Человек обладает знанием об окружающей его природе (Вселенной), о самом себе и собственных произведениях. Это делит всю имеющуюся у него информацию на два больших раздела: на естественнонаучное (ес

Противоречия современной науки
Миг наибольшего торжества науки, свидетельствовавший о ее мощи, был в то же время началом ее кризиса, потому что создание и применение атомного оружия вело к разрушению и уничтожению. Затем возникл

Значение науки в эпоху НТР
НТР (научно-техническая революция) характеризуется, во-первых, срастанием науки с техникой в единую систему (этим определяется сочетание научно-техническая - через черточку), в результате чего наук

Уровни естественнонаучного познания
Изучение естествознания нужно не только для того, чтобы мы как культурные люди знали и разбирались в его результатах, но и для понимания самой структуры нашего мышления. Итак, мы отправляемся в без

Соотношение эмпирического и теоретического уровней исследования
Эмпирический и теоретический уровни знания различаются по предмету (во втором случае он может иметь свойства, которых нет у эмпирического объекта), средствам (во втором случае это мыслительный эксп

Методы научного познания
Структура научного исследования, описанная выше, представляет собой в широком смысле способ научного познания или научный метод как таковой. Метод - это совокупность действий, призванных помочь дос

Применение математических методов в естествознании
После триумфа классической механики Ньютона химия в лице Лавуазье, положившего начало систематическому применению весов, встала на количественный путь, а вслед за ней и другие естественные науки. «

Внутренняя логика и динамика развития естествознания
Развитие науки определяется внешними и внутренними факторами. К первым относится влияние государства, экономических, культурных, национальных параметров, ценностных установок ученых. Вторые определ

Естественнонаучная картина мира
«Первый шаг - создание из обыденной жизни картины мира - дело чистой науки», - писал выдающийся физик XX в. М. Планк. Исторически первой естественнонаучной картиной мира Нового времени была механис

Происхождение Вселенной
Во все времена люди хотели знать, откуда и каким образом произошел мир. Когда в культуре господствовали мифологические представления, происхождение мира объяснялось, как, скажем, в «Ведах» распадом

Модель расширяющейся Вселенной
Наиболее общепринятой в космологии является модель однородной изотропной нестационарной горячей расширяющейся Вселенной, построенная на основе общей теории относительности и релятивистской теории т

Эволюция и строение галактик
Поэт спрашивал: «Послушайте! Ведь, если звезды зажигают - значит - это кому-нибудь нужно?». Мы знаем, что звезды нужны, чтобы светить, и наше Солнце дает необходимую для нашего существования энерги

Астрономия и космонавтика
Звезды изучает астрономия (от греч. «астрон» - звезда и «номос» - закон) - наука о строении и развитии космических тел и их систем. Эта классическая наука переживает в XX веке свою вторую молодость

Солнечная система и ее происхождение
Солнце - плазменный шар (плотность - 1,4 г/см3), хорошо нагретый (температура поверхности 6000°). Имеет корону, в которой находятся факелы, протуберанцы. Излучение Солнца - солнечная акт

Строение и эволюция Земли
Радиус Земли 6,3 тыс. км. Масса 621 тонн. Плотность 5,5 г/см3. Скорость вращения вокруг Солнца 30 км/сек. Земля состоит из литосферы (земной коры), протяженностью 10-

Физика и редукционизм
В этой теме мы дадим как бы моментальную фотографию современного строения мира. Поможет нам одна из наиболее древних и фундаментальных наук - физика. Физика - главная из естественных наук, поскольк

Физика и наглядность
Два обстоятельства мешают понять современную физику. Во-первых, применение сложнейшего математического аппарата, который надо предварительно изучить. А. Эйнштейн сделал удачную попытку преодолеть э

Теория относительности
Еще в классической механике был известен принцип относительности Галилея: «Если законы механики справедливы в одной системе координат, то они справедливы и в любой другой системе, движущейся прямол

Квантовая механика
Квантовая механика - это физическая теория, устанавливающая способ описания и законы движения на микроуровне. Ее начало совпало с началом века. М. Планк в 1900 году предположил, что свет испускаетс

Вглубь материи
В химии элементом назвали субстанцию, которая не могла быть разложена или расщеплена какими угодно средствами, имевшимися в то время в распоряжении ученых: кипячением, сжиганием, растворением, смеш

Физические взаимодействия
Известны четыре основных физических взаимодействия, которые определяют структуру нашего мира: сильные, слабые, электромагнитные и гравитационные. I. Сильные взаимодействия имеют место межд

Понятие сложной системы
Теория относительности, изучающая универсальные физические закономерности, относящиеся ко всей Вселенной, и квантовая механика, изучающая законы микромира, нелегки для понимания, и тем не менее они

Понятие обратной связи
Если мы ударим по бильярдному шару, то он полетит в том направлении, в котором мы его направили, и с той скоростью, с которой мы хотели. Полет брошенного камня тоже соответствует нашему желанию, ес

Понятие целесообразности
Активное поведение системы может быть случайным или целесообразным, если «действие или поведение допускает истолкование как направленное на достижение некоторой цели, т. е. некоторого конечного сос

Кибернетика
Кибернетика(от греч. kybernetike - искусство управления) - это наука об управлении сложными системами с обратной связью. Она возникла на стыке математики, техники и нейрофизиологии

ЭВМ и персональные компьютеры
Точно так же, как разнообразные машины и механизмы облегчают физический труд людей, ЭВМ и персональные компьютеры облегчают его умственный труд, заменяя человеческий мозг в его наиболее простых и р

Модели мира
Благодаря кибернетике и созданию ЭВМ одним из основных способов познания, наравне с наблюдением и экспериментом, стал метод моделирования. Применяемые модели становятся все более масштабными: от мо

Сложные системы в химии
На химию в XX веке возлагалось много надежд, вплоть до провозглашения в СССР лозунга: «Коммунизм - это советская власть плюс электрификация всей страны и химизация народного хозяйства». Повышение у

Неравновесные системы
В химии были также открыты колебательные реакции, получившие название «химических часов». «Ведь, что, в самом деле, происходит? Основа колебательной реакции - наличие двух типов молекул, способных

Эволюция и ее особенности
Понятие хаоса в противоположность понятию космоса было известно древним грекам. Пригожий и Стенгерс называют хаотическими все системы, которые приводят к несводимому представлению в терминах вероят

От термодинамики закрытых систем к синергетике
Классическая термодинамика XIX века изучала механическое действие теплоты, причем предметом ее исследований были закрытые системы, стремящиеся к состоянию равновесия. Термодинамика XX века изучает

Гипотеза рождения материи
Новая наука, которая сначала называлась термодинамикой открытых систем, а затем получила название синергетика, изменила представление о мире. Мы говорили о моделях Вселенной и могли понимать, что В

Происхождение и эволюция жизни
Отличие живого от неживого. Концепция возникновения жизни. Вещественная основа жизни. Земля в период возникновения жизни. Начало жизни на Земле. Эволюция форм жизни

Отличие живого от неживого
Итак, что такое живое и чем оно отличается от неживого. Есть несколько фундаментальных отличий в вещественном, структурном и функциональном планах. В вещественном плане в состав живого обязательно

Концепции возникновения жизни
Существует пять концепций возникновения жизни: 1) креационизм - божественное сотворение живого; 2) концепция многократного самопроизвольного зарождения жизни из неживого вещества (ее придерживался

Вещественная основа жизни
XX век привел к созданию первых научных моделей происхождения жизни. В 1924 году в книге Александра Ивановича Опарина «Происхождение жизни» была впервые сформулирована естественнонаучная концепция,

Земля в период возникновения жизни
Наша планета - «золотая середина» в Солнечной системе, которая наиболее подходит для зарождения жизни. Возраст Земли около 5 млрд. лет. Температура поверхности в начальный период была 4000-8000°С и

Начало жизни на Земле
Начало жизни на Земле - появление нуклеиновых кислот, способных к воспроизводству белков. Переход от сложных органических веществ к простым живым организмам пока неясен. Теория биохимической эволюц

Эволюция форм жизни
Клетки без ядра, но имеющие нити ДНК, напоминают нынешние бактерии и сине-зеленые водоросли. Возраст таких самых древних организмов около 3 млрд. лет. Их свойства: 1) подвижность; 2) питание и спос

Значение клетки
Переходя от проблемы происхождения жизни к проблеме строения живого, отметим, что научное значение в этой области в большей степени достоверно за счет успехов, достигнутых новой наукой - молекулярн

Воспроизводство жизни
Три самых важных составляющих процесса развития организма: 1) оплодотворение(слияние половых клеток) при половом размножении; 2) воспроизводствов

Генетика
Генетика прошла в своем развитии семь этапов. 1. Грегор Мендель (1822-1884) открыл законы наследственности. Скрещивая гладкий и морщинистый сорта гороха, он получил в первом поколении толь

Отличия растений от животных
Как считает большинство биологов, примерно 1 млрд. лет назад произошло разделение живых существ на два царства - растений и животных. Различия между ними можно разделить на три группы: 1) по структ

Учение Вернадского о биосфере
Существуют два основных определения понятия «биосфера», одно из которых известно со времени появления в науке данного термина. Это понимание биосферы как совокупности всех живых организмов на Земле

Эмпирические обобщения Вернадского
1. Первым выводом из учения о биосфере является принцип целостностибиосферы. «Можно говорить о всей жизни, о всем живом веществе, как о едином целом в механизме биосферы» (Там же.-

Экология
В буквальном смысле слово «экология» означает науку о «доме» (от греч. «ойкос» - жилище, местообитание). Как входящая в биологический цикл, экология-наука о местообит

Закономерности развития экосистем
Одним из основных достижений экологии стало обнаружение того обстоятельства, что развиваются не только организмы и виды, но и экосистемы. Развитие экосистем - сукцессия - это последовательность соо

Синтетическая теория эволюции
Применительно к живой природе эволюция принимается как образование более сложных видов из простых. Как оно происходит? Существует ли целесообразность в природе? Какова роль случайности? Что являетс

Концепция коэволюции
Критика дарвинизма велась со дня его возникновения. Одним не нравилось, что изменения, по Дарвину, могут идти во всех возможных направлениях и случайным образом. Концепция номогенеза утверждала, чт

Человек как предмет естественнонаучного познания
Когда мы говорили о различии естественнонаучного и гуманитарного знания, то определили, что естествознание изучает природу, как она есть, а гуманитарные науки изучают духовные произведения человека

Проблема появления человека на Земле
Как и в вопросе происхождения Вселенной и жизни, существует представление о божественном творении человека. «И сказал Бог: сотворим человека по образу нашему, по подобию нашему... И сотворил Бог че

Сходства и отличия человека от животных
Прежде чем говорить о времени появления человека мы должны выяснить вопрос об отличии человека от животных, поскольку именно представление о том, что такое человек, формирует выводы о его становлен

Антропология
В широком смысле «антропология» - наука о человеке (от греч. «антропос» - человек). Но так как человека изучает множество наук, как естественных, так и гуманитарных, то за антропологией в узком смы

Эволюция культуры
Помимо эволюции человека как биологического вида, можно говорить об эволюции культуры. Здесь была предложена шкала, которая основывалась на материале орудий, созданных и применяемых человеком. Выде

Раздражимость и нервная система
Всеобщим свойством живых тел, определяющим их активную реакцию на воздействие окружающей среды, является раздражимость.У многоклеточных животных вся сенсорная информация воспринима

Типы поведения
На стадии раздражимости мы имеем дело с реагированием организма на воздействие внешней среды самым простым образом. С появлением органов чувств и нервной системы поведение становится более сложным

Рефлексы и бихевиоризм
Простейшей реакцией нервной системы является рефлекс. Он представляет собой быструю, автоматическую, стереотипную реакцию на раздражение, не находящуюся под контролем сознания. Нейроны, образующие

Инстинкт и научение
В начале 30-х годов XX века усилиями австрийского зоолога К. Лоренца (1903-1989) и других ученых были заложены основы науки о поведении животных, которая получила название этологии (от греческого «

Формы сообществ
Животные живут поодиночке и сообща. Социальное поведение не случайность, а эволюционный механизм, возникновение которого определяется преимуществами, которые обеспечивает общественная жизнь. Повадк

Поведение и гены
С появлением генетики любые данные о животном мире неизбежно сопровождаются вопросом: насколько они генетически оправданы и закреплены? Это стало предметом сформировавшейся в 70-х годах XX в

Вклад социобиологии в изучение человека
«Социобиология изучает биологические основы всех форм общественного поведения, включая человека», - писал основоположник социобиологии Э. Уилсон. Как нейрофизиология стремится объяснить физиологиче

Этология и человек
Этология еще до социобиологии показала, что в человеке много свойственного животным. Агрессивность человека соответствует агрессивности животных, а садизм имеет корни в инстинкте агрессии. Как и в

Этнология
Поскольку многие различия между людьми - национальные, расовые, половые - являются естественными, постольку общественные объединения по этим признакам можно рассматривать с естественнонаучной точки

Социальная экология
Экология, о которой речь шла выше, может рассматриваться как модель взаимодействия человека с окружающей средой, поскольку человек - единство биологического и социального. В широком смысле слова к

Ноосфера
Существуют два понимания ноосферы: 1) сфера господства разума (Фихте как провозвестник ноосферы в этом смысле); 2) сфера разумного взаимодействия человека и природы (по Тейяру де Шардену и Вернадск

Изучение мозга человека
Некоторые из современных наук имеют вполне законченный вид, другие интенсивно развиваются или только становятся. Это вполне понятно, так как наука эволюционирует, как и природа, которую она изучает

Психоанализ Фрейда
Все направления изучения психики человека, которые занимаются выявлениями роли бессознательного, настолько относятся к естествознанию, насколько гуманитарное в них определяется как надстройка над б

Аналитическая психология Юнга
Фрейд шел от детства индивида, его ученик К. Юнг, назвавший свое направление аналитической психологией, - от первобытной культуры. По Юнгу, не только желания человека составляют сферу бессознательн

Сознание и бессознательное
Юнг вывел из психики культуру. Его ученик Э. Фромм (1900-1980) развернул психоанализ в социальном направлении. Различие между Фроммом и Фрейдом аналогично спору в социобиологии о наличии генов эгои

Парапсихология
Юнг пишет о четырех средствах, благодаря которым сознание получает свою ориентацию в опыте. «Ощущение (т. е. восприятие органами чувств) говорит нам, что нечто существует; мышление говорит, что это

Особенности психологии мужчин и женщин
Одна из основательниц современной женской психологии К. Хорни (1885-1952) считает, что психоанализ односторонен, потому что его объектом являлась преимущественно психика мужчин, в то время как псих

Расширяющееся сознание и углубляющаяся нравственность
Классическая и холотропная модели сознания. Естественнонаучное обоснование нравственности Современное естествознание все ближе подходит к изучению самого сложного, ч

Естественнонаучное обоснование нравственности
В число отличий человека от животных помимо прямохождения, развития руки, изготовления орудий, труда, разума, слова входит и нравственность. Рождение нравственности - важнейший этап антропогенеза -

Общие закономерности современного естествознания
В этой теме сделаем некоторые выводы из анализа развития науки, представим современную естественнонаучную картину мира и возможное будущее естествознания. 1. Первый вывод гласит, что наука

Современная естественнонаучная картина мира
Можно выделить следующие открытия в естествознании, которые привели к научным революциям в XX веке. Астрономия: модель Большого Взрыва и расширяющейся Вселенной. Геология: тектони

Трудности и парадоксы в развитии науки
Фундаментальной основой структуры познания в наиболее развитых отраслях естествознания является анализ предмета исследования, выделение абстрактных элементарных объектов и последующий логический си

Наука как эволюционный процесс
Наука не только изучает развитие мира, но и сама является процессом, фактором и результатом эволюции. Если мы рассмотрим науку как эволюционный механизм, то увидим, что она становится все более сло

Высказывания выдающихся ученых
«Самым поразительным по новизне и по своим неслыханным практическим последствиям в области техники является со времени Каплера и Галилея естественнонаучное знание с его применением математической т

Вопросы к семинарам
Часть А I. Прокомментируйте следующие высказывания: 1. «Наиболее интересными являются те факты, которые могут служить свою службу многократно, которые могут повторяться». (

Темы для докладов на семинарах и контрольных работ
1. Что такое наука? Ее основные черты и отличия от других отраслей культуры. 2. Что такое естествознание и его отличия от других циклов наук? 3. Сущность и основные особенности на

Вопросы к зачету и экзамену
1. Основные особенности научно-технической революции. 2. Характерные черты науки и ее отличие от других отраслей культуры. 3. Предмет естествознания и его отличие от других наук.

Словарь терминов
АВТОКАТАЛИЗ – химические реакции, в которых для синтеза определенного вещества требуется присутствие этого же вещества, которое, ускоряя химическую реакцию, играет роль катализатора. АНТИЧ

Персоналии
Амбарцумян Виктор Амазаспович (род. в 1908 г.), советский физик и астрофизик. Андерсон Карл Дэйвид (род. в 1905 г.), американский физик. Баум Вернер А. (род. в 1923 г), американск

Грушевицкая Т. Г., Садохин А. П
Г90 Концепции современного естествознания: Учеб. пособие-М.:Высш. шк., 1998.-383 с. ISBN 5-06-003474 -7 Курс изучается во всех вузах страны как обя

Проблема определения науки
На протяжении всей своей истории люди выработали несколько способов познания и освоения окружающего их мира. Одним из таких важнейших способов, безусловно, является наука. Нам хорошо знакомо э

Соотношение науки, философии и религии
История знает примеры преобладания одних сфер культуры в ущерб другим. Прежде всего это касается взаимоотношений науки, философии и религии в Средние века и в Новое время. Так, средневековая н

Структура науки и ее функции
Философское понятие объективного бытия включает в себя природу, общество и человека. Соответственно этим трем элементам объективного бытия в науке четко выделяются три сферы знания об этих сос

Критерии научности знания
Одним из основных критериев научности является системность знания. Система в отличие от простой суммы частей характеризуется внутренним единством, невозможностью изъятия каких-либо элементов.

Теория как форма научного знания. Теория и научные программы
Теория выступает как наиболее сложная и развитая форма научного знания. Генетически ей предшествуют другие формы, такие, как программы, типологии, классификации, составляющие базу для ее форми

Структура научной теории
Приступая к описанию структуры научной теории, необходимо отметить, что его можно давать как с содержательной, так и с формальной стороны. С содержательной стороны теория состоит из эмп

Гносеологические предпосылки науки
Под гносеологическими предпосылками понимаются те упрощения, огрубления, идеализации отображаемой действительности, которые принимаются той или иной наукой на определенной стадии ее развития п

Научные понятия и способ их образования
Понятие - это отражение предметов и явлений со стороны их существенных свойств и отношений, форма мышления, которая обобщает и выделяет предметы по их общим признакам. Это означ

Темы докладов и рефератов
1. Принцип верификации научных теорий и проблема истинности. 2. Фальсифицируемость как критерий научности. ЛИТЕРАТУРА 1. Витгетитейн Л. Логико-философский трактат

Методы научного познания
Каждая наука использует различные методы, которые зависят от характера решаемых в ней задач. Однако своеобразие научных методов состоит в том, что они относительно независимы от типа проблем,

Законы науки
Целью научного познания является установление законов науки, адекватно отражающих действительность. Принято считать, что в природе действуют объективные закономерности -устойчивые, повт

Развитие научного знания
Общий ход развития науки (и особенно естествознания, которое и будет нас интересовать в дальнейшем) включает основные ступени познания природы и мира вообще. Он проходит несколько основных сту

Специфика научных революций
Научная революция - это специфическое явление, возникающее только в определенные периоды развития науки как средство разрешения ее внутренних противоречий, изменения ее содержания. Ре

Проблема начала науки
Наши представления о сущности науки не будут полными, если мы не рассмотрим вопрос о причинах, ее породивших. Здесь мы сразу сталкиваемся с дискуссией о времени возникновения науки. К

Научные знания на древнем востоке
Если мы рассмотрим науку по критерию (1), то увидим, что традиционные цивилизации (египетская, шумерская), обладавшие налаженным механизмом для хранения информации и ее передачи, не имели стол

Начало науки. Античная наука
Итак, мы приходим к выводу, что появление собственно науки происходит в Древней Греции в VII - VI вв. до н.э. Именно между VI и IV вв. до н.э. в накопленных греками знаниях проявляются те хара

Первые научные программы античности
Итак, мы с полным основанием можем говорить о появлении науки именно в Древней Греции. Проходило это в форме научных программ. Первой научной программой стала математическая програ

Темы докладов и рефератов
1. Знания о природе и человеке в античном мире (физические, химические и биологические знания). 2. Появление научной рациональности. 3. Миф как «наука конкретного». ЛИТЕР

Формирование основ естествознания в эпоху средневековья и возрождения
В отличие от античности, средневековая наука не предложила новых фундаментальных программ, но в то же время она не ограничивалась только пассивным усвоением достижений античной науки. Ее вклад

Основные черты средневекового мировоззрения
Средневековое мышление воспринимало мир в виде рационально не оформленного, не представленного в строгих понятиях опыта. Основной интерес к явлениям природы состоял в поиске иллюстраций к исти

Наука и научное познание в средние века
Средневековая наука почти не соответствует описанным нами ранее критериям научности. Это означало ее безусловный шаг назад по сравнению с античной наукой. В Средние века проблемы истины решали

Революция в мировоззрении в эпоху возрождения
Эпоха Возрождения сделала огромный вклад в развитие научной мысли благодаря новому пониманию места и роли человека в объективном мире. Человек стал пониматься отныне не как природное существо,

Темы докладов и рефератов
1. Важнейшие открытия Средневековья в области науки и техники. 2. Герметические науки Средневековья и их роль в становлении современной науки. ЛИТЕРАТУРА 1. БерналДж.

Галилей и его роль в возникновении современной науки
Основы нового типа мировоззрения, новой науки были заложены Галилеем. Он начал создавать ее как математическое и опытное естествознание. Исходной посылкой было выдвижение Галилеем аргумента, ч

Основные аспекты научной революции
На это же время пришелся всплеск интереса к древнегреческой философии, в частности, к атомизму Левкиппа и Демокрита. Именно эта концепция подсказала верный ответ на вопрос о небесном движении

Исаак ньютон и завершение научной революции
Завершить коперниковскую революцию выпало Исааку Ньютону. Он доказал существование тяготения как универсальной силы - силы, которая одновременно заставляла камни падать на Землю и была причино

Темы докладов и рефератов
1. Становление научного рационализма Нового времени. 2. Важнейшие открытия в естествознании XVI-XVIII вв. ЛИТЕРАТУРА 1. Аверинцев С.С. Два рождения европейского ра

Тема 7 специфика и природа современной науки
Современная наука, отсчет которой мы ведем с 10-20-х гг. XX столетия, - феномен весьма сложный и неоднозначный. Ее уже невозможно охарактеризовать одним словом, как это было с предшествующими

Наука xix века
Оставаясь в целом метафизической и механистической, классическая наука, и особенно естествознание, готовят постепенное крушение метафизического взгляда на природу. В XVII-XVIII вв. в математик

Новейшая революция в науке
Толчком, началом новейшей революции в естествознании, приведшей к появлению современной науки, был целый ряд ошеломляющих открытий в физике, разрушивших всю картезианско-ньютоновскую космологи

Основные черты современной науки
Современная наука - это наука, связанная с квантово-релятивистской картиной мира. Почти по всем своим характеристикам она отличается от классической науки, поэтому современную науку иначе назы

Темы докладов и рефератов
1. Научная рациональность в конце XX века. 2. Постмодернизм и наука. ЛИТЕРАТУРА 1. Бернал Дж. Наука в истории общества. М., 1956. 2. Виргинскии НС.

Тема 8 физическая картина мира
История науки свидетельствует, что естествознание, возникшее в ходе научной революции XVI - XVII вв., было связано долгое время с развитием физики. Именно физика была и остается сегодня наибол

Механическая картина мира
Она складывается в результате научной революции XVI -XVII вв. на основе работ Г. Галилея и П. Гассенди, восстановивших атомизм древних философов, исследований Декарта и Ньютона, завершивших по

Электромагнитная картина мира
В процессе длительных размышлений о сущности электрических и магнитных явлений М. Фарадей пришел к мысли о необходимости замены корпускулярных представлений о материи континуальными, непрерывн

Становление современной физической картины мира
В начале XX в. возникли два несовместимых представления о материи: 1) или она абсолютно непрерывна; 2) или состоит из дискретных частиц. Физики предпринимали многочисленные попытки совместить

Темы докладов и рефератов
1. В.Гейэенберг о связи физики и философии. 2. Современная физика и восточный мистицизм. ЛИТЕРАТУРА 1. Ахиезер А.И., Рекало М.П. Современная физическая картина мир

Структурность и системность материи
Важнейшими атрибутами материи являются структурность и системность. Они выражают упорядоченность существования материи и те конкретные формы, в которых она проявляется. Под структурой материи

Поле и вещество
В литературе часто основные формы материи подразделяют на ноле и вещество. Такое деление имеет некоторый смысл, но оно ограничено. Под веществом имеют в виду различные частицы и тела, которым

Темы докладов и рефератов
1. История открытия основных элементарных частиц. ЛИТЕРАТУРА 1. Ахиезер А.И., Рекало М.П. Современная физическая картина мира. М., 1980. 2. Вайнберг С. Откр

Проблемы учения о взаимодействии и движении
Связь, взаимодействие и движение представляют собой важнейшие атрибуты материи, без которых невозможно ее существование. Взаимодействие обусловливает соединение различных материальных элементо

Общая характеристика физических взаимодействий
В основе каждого фундаментального взаимодействия лежит изначально присущее веществу особое свойство, природу которого удастся выяснить лишь в ходе дальнейших, все более глубоких исследований п

Гравитационное взаимодействие
Это самое слабое из всех взаимодействий. В макромире оно проявляет себя тем сильнее, чем крупнее массы взаимодействующих тел, а в микромире оно теряется на фоне куда более могучих сил. Так, си

Электромагнитное взаимодействие
Этот вид взаимодействия также обладает универсальным характером и существует между любыми телами, но, в отличие от гравитационного взаимодействия, которое всегда выступает в виде притяжения, э

Слабое взаимодействие
Это третье фундаментальное взаимодействие, существующее только в микромире. Оно ответственно за превращение одних частиц-фермионов в другие, при этом цвет слабо взаимодействующих пептонов и кв

Сильное взаимодействие
Основная функция сильного взаимодействия - соединять кварки и антикварки в адроны. Теория сильных взаимодействий находится в процессе создания. Она является типичной полевой теорией и названа

Теории большого объединения и суперобъединения
Заветная мечта всех физиков - выявить универсальность всех фундаментальных сил, объединить все физические взаимодействия в одной теории. Объединение электромагнитного и слабого взаимодействия

Темы докладов и рефератов
1. Движение в физике. 2. Проблема эфира в современной физике. ЛИТЕРАТУРА 1. Ахиезер А.И., Рекало М.П. Современная физическая картина мира. М., 1980. 2.

Концепции пространства и времени в современном естествознании
Важнейшей задачей естествознания является создание естественнонаучной картины мира. В процессе ее создания возникает вопрос о происхождении и изменении различных материальных продуктов и явлен

Развитие представлений о пространстве и времени
В материалистической картине мира понятие пространства возникло на основе наблюдения и практического использования объектов, их объема и протяженности. Понятие времени возникло на осн

Теория относительности
Исходным пунктом этой теории стал принцип относительности. Классический принцип относительности был сформулирован еще Г. Галилеем: во всех инерциальных системах отсчета движение тел происходит

Единство и многообразие свойств пространства и времени
Поскольку пространство и время неотделимы от материи, правильнее было бы говорить о пространственно-временных свойствах и отношениях материальных систем. Но при познании пространства и времени

Темы докладов и рефератов
1. Время и черные дыры. 2. Нефизические формы пространства и времени. 3. Возможна ли машина времени? ЛИТЕРАТУРА 1. Аксенов Г.П. О причине времена/Вопросы

Детерминизм и причинность в современной физике. Динамические и статистические законы
Одной из наиболее актуальных проблем современного естествознания и, в частности физики, остается вопрос о природе причинности и причинных отношениях в мире. Более конкретно этот вопрос в физик

Динамические законы и теории и механический, детерминизм
Динамический закон - это физический закон, отображающий объективную закономерность в форме однозначной связи физических величин, выражаемых количественно. Динамической теорией является физичес

Статистические законы и теории и вероятностный детерминизм
Описанные выше динамические законы имеют универсальный характер, то есть они относятся ко всем без исключения изучаемым объектам. Отличительная особенность такого рода законов состоит в том, ч

Соотношение динамических и статистических законов
Сразу же после появления в физике понятия статистического закона возникла проблема существования статистических закономерностей и их соотношения с динамическими законами. С развитием

Тема 13 принципы современной физики
Содержание рассмотренных нами фундаментальных физических теорий показывает, что каждая из них описывает вполне определенные явления нашего мира: механическое или тепловое движение, электромагн

Принцип симметрии и законы сохранения
В той или иной степени представление о симметрии есть у всех людей, так как этим свойством обладают самые разные предметы, играющие важную роль в повседневной жизни. Более того, в силу самых р

Принцип соответствия
Фундаментальные физические теории и частные законы не являются абсолютно точным отображением действительности. Они в большей или меньшей степени соответствуют объективным закономерностям. По м

Принцип дополнительности и соотношение неопределенностей
Еще один физический принцип - принцип дополнительности - возник из попыток осознать причину появления противоречивых наглядных образов, которые приходится связывать с объектами микромира.

Принцип суперпозиции
Этот принцип также имеет важное значение в физике и особенно - в квантовой механике. Принцип суперпозиции (наложения) - это допущение, согласно которому результирующий эффект представляет собо

Основы термодинамики
Закон сохранения энергии называют еще первым началом термодинамики. Это фундаментальный закон, согласно которому важнейшая физическая величина - энергия - сохраняется неизменной в изолированно

Темы докладов и рефератов
1. Современные исследования в области симметрии и суперсимметрии. 2. Вечные двигатели: история проблемы. ЛИТЕРАТУРА 1. Андреев Э.П. Пространство микромира. М., 196

Что такое космология?
Современная космология - это астрофизическая теория структуры и динамики изменения Метагалактики, включающая в себя и определенное понимание свойств всей Вселенной. Космология основывается на

Начало научной космологии
Основателем научной космологии считается Николай Коперник, который поместил Солнце в центр Вселенной и низвел Землю до положения рядовой планеты Солнечной системы. Конечно, он был весьма далек

Космологические парадоксы
Первая брешь в этой спокойной классической космологии была пробита еще в XVIII в. В 1744 г. астроном Р. Шезо, известный открытием необычной «пятихвостой» кометы, высказал сомнение в пространст

Неевклидовы геометрии
Мы привыкли, что в двухмерном пространстве, то есть на плоскости, есть своя, присущая только плоскости геометрия. Так, сумма углов в любом треугольнике равна 180°. Через точку, лежащую вне пря

Модель расширяющейся вселенной
Итак, вернемся к Эйнштейну, из расчетов которого следовало, что наш мир является четырехмерной сферой. Объем такой Вселенной может быть выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом

Некоторые трудности гипотезы расширяющейся вселенной
Все, что здесь до сих пор было сказано, - это только гипотезы, основанные на некоторых реальных фактах. Однако те же самые факты можно трактовать и иначе. Так, неоднократно предприним

Темы докладов и рефератов
1. Неевклидовы геометрии, их роль в современной науке. 2. Отражение космологических проблем в современной научно-фантастической литературе. ЛИТЕРАТУРА 1. Вайнберг С.

Рождение вселенной
Вопрос 6 возникновении Вселенной для многих поколений ученых был предметом их научного поиска. В истории науки существовало множество гипотез, отвечающих на этот вопрос. Современное естествозн

Ранний этап эволюции вселенной
Доступная астрономическим наблюдениям современная Вселенная состоит на 99% из водорода и гелия, но в первоначальном плазмоподобном сгустке не было ни водорода, ни гелия. Теория Большого взрыва

Структурная самоорганизация вселенной
Предполагается, что в расширяющейся Вселенной возникают и развиваются случайные уплотнения вещества. Силы тяготения внутри уплотнения проявляют себя заметнее, чем вне их. Поэтому, несмотря на

Образование солнечной системы
Как и в случае со Вселенной, современное естествознание не дает точного описания этого процесса. Но современная наука решительно отвергает допущение о случайном образовании и исключительном ха

Формирование идеи самоорганизации
Научному мировоззрению по крайней мере с XIX века была присуща идея развития. Но после открытия Кельвином и Клаузиусом второго начала термодинамики господствовало достаточно пессимистическое п

Понятие самоорганизации
В широком плане понятие самоорганизации отражает фундаментальный принцип Природы, лежащий в основе наблюдаемого развития от менее сложных к более сложным и упорядоченным формам организации вещ

Основы синергетики
Синергетика (это понятие означает кооперативность, сотрудничество, взаимодействие различных элементов системы) -по определению ее создателя Г. Хакена - занимается изучением сист

Неравновесная термодинамика и. Пригожина
Эта концепция имеет несколько иной аспект. Ее основоположник И. Пригожин отметил, что в теоретической химии и физике возникло новое направление, находящееся в самом начале своего развития, в н

Возникновение химии
Процесс зарождения и формирования химии как науки был длительным во времени, сложным и противоречивым по содержанию. Истоки химических знаний лежат в глубокой древности. В их основе лежит потр

Алхимия
Традиционно алхимия считалась псевдонаукой, или эзотерическим знанием, полным мистики и тайн. Целью ее были поиски философского камня, создание эликсира долголетия и открытие способов превраще

Арабская алхимия
В VII веке на мировой арене появились арабы. В 641 г. н.э. они вторглись в Египет и вскоре заняли всю страну. Подражая древним египетским фараонам, арабские халифы стали покровительствовать на

Западноевропейская алхимия
Появление алхимии на Западе стало возможным прежде всего благодаря крестовым -походам. Тогда европейцы позаимствовали у арабов многие научно-практические знания и среди них алхимию, которая по

Период зарождения научной химии
Как было уже отмечено, этот период охватывает три столетия, на протяжении которых отмечаются попытки придать химии единое теоретическое содержание, как это следует из трудов Парацельса, Шталя,

Теория флогистона
В семнадцатом столетии началось бурное развитие механики, которое оказалось плодотворным и для химии. Развитие механики привело к созданию паровой машины и положило начало промышленно

Закон сохранения массы лавуазье
К концу XVIII в. в химии был накоплен большой объем экспериментальных данных, которые необходимо было систематизировать в рамках единой теории. Создателем такой теории стал французский химик А

Открытие основных законов химии
Проблема химического состава веществ была главной в развитии химии вплоть до 30 - 40 гг. прошлого века. В это время мануфактурное производство сменилось машинным, а для последнего была необход

Химия как наука
Одной из целей нашего экскурса в историю химии было показать ее специфику как науки. Еще Д.И. Менделеев обратил внимание на то, что химия, в отличие от многих других наук (например, биологии),

Темы докладов и рефератов
1. Ятрохимия как ступень в развитии химии. 2. Периодический закон Д.И.Менделеева и его значение в науке. 3. Химия и ее роль в обществе. ЛИТЕРАТУРА 1. Будрейко

Структура химии
До конца XIX века химия в основном была единой целостной наукой. Внутреннее ее деление на органическую и неорганическую не нарушало этого единства. Но последовавшие вскоре многочисленные откры

Взаимосвязь химии с физикой
Помимо процессов дифференциации самой химической науки, в настоящее время идут и интеграционные процессы химии с другими отраслями естествознания. Особенно интенсивно развиваются взаимосвязи м

Проблема химического элемента
Концепция химического элемента появилась в химической науке в результате стремления человека обнаружить первоэлемент природы. Она просуществовала более двух тысяч лет. Однако лишь в XVII веке

Концепции структуры химических соединений
Характер любой системы, как известно, зависит не только от состава и строения элементов, но и от их взаимодействия. Именно такое взаимодействие определяет специфические, целостные свойства сам

Учение о химических процессах
Способность к взаимодействию различных химических реагентов определяется кроме всего прочего и условием протекания химических реакций. Эти условия могут оказывать воздействие на характер и рез

Эволюционная химия
Еще до недавнего времени, до 50 - 60-х гг. об эволюционной химии ничего не было известно. В отличии от биологов, которые вынуждены были использовать эволюционную теорию Дарвина для объяснения

Взаимосвязь химии с биологией
Химия и биология долгое время шли каждая своим собственным путем, хотя давней мечтой химиков было создание в лабораторных условиях живого организма. Сама по себе эта идея возникла еще

Темы докладов и рефератов
1. Рассказ об открытии редких химических"элементов. 2. Новые материалы в химии и возможность их применения. ЛИТЕРАТУРА 1. Будрейко Н.А. Философские вопросы химии.

История проблемы
Вопросы о происхождении природы и сущности жизни издавна стали предметом интереса человека в его стремлении разобраться в окружающем мире, понять самого себя и определить свое место в природе.

Концепция происхождения жизни а.И. Опарина
Одним из главных препятствий, стоявших в начале нашего века на пути решения проблемы возникновения жизни, было господствовавшее тогда в науке и основанное на повседневном опыте убеждение в том

Современные концепции происхождения и сущности жизни
Ученые-биологи, занимающиеся сегодня решением вопроса о происхождении жизни, самым сложным считают характеристику структурных и функциональных особенностей протобиологической системы, то есть

Сущность и определение жизни
Представленные выше гипотезы и теории дают нам возможность понять сущность биологических процессов, необходимых для появления живых организмов. На обыденном уровне мы все интуитивно понимаем,

Появление жизни на земле
Для появления жизни на Земле прежде всего были необходимы следующие материальные основы - химические элементы-органогены и важнейший из них углерод, способный создавать разнообразные (нескольк

Формирование биосферы земли
Существование всех живых организмов неразрывно связано с окружающим миром. В процессе своей жизнедеятельности живые организмы не только потребляют продукты окружающей среды, но и коренным обра

Темы докладов и рефератов
1. Писатели-фантасты о возможностях иных форм жизни. 2. Биосфера Земли и ее эволюция. 3. В.И.Вернадский о начале и вечности жизни на Земле. ЛИТЕРАТУРА ^.Афана

Эволюция органического мира
Существование в живой природе систем с различным уровнем организации является результатом исторического развития. На каждой ступени эволюции органического мира возникали специфические для нее

Становление идеи развития в биологии
Первый этап охватывает период от античной натурфилософии до возникновения первых биологических дисциплин в науке Нового времени. Он характеризуется сбором сведений об органическом мире и госпо

Концепция развития ж.-б. Ламарка
Первая попытка построения целостной концепции развития органического мира была предпринята французским естествоиспытателем Ж.-Б. Ламарком. В отличие от многих своих предшественников теория эво

Теория катастроф ж. Кювье
В первой четвертиXIX века были достигнуты большие успехи в таких областях биологический науки, как сравнительная анатомия и палеонтология. Основные заслуги в развитии этих обл

Эволюционная теория ч. Дарвина
В ходе изложения предыдущих тем мы довольно часто пользовались понятием «эволюция», которое чаще всего отождествлялось с развитием. В современной науке это понятие получило очень широкое распр

Антидарвинизм конца xix-начала xx века
Критика дарвинизма велась со дня его возникновения. Многим ученым не нравилось, что изменения, по Дарвину, могут идти во всех возможных направлениях и случайным образом. Так, одна из критическ

Темы докладов и рефератов
1. Ж.Кювье и его место в истории биологии. 2. Ч. Дарвин о происхождении человека. ЛИТЕРАТУРА 1. Афанасьев В.Г. Мир живого: системность, эволюция и управление. М.,

Современные теории эволюции
Современная теория органической эволюции значительно отличается от дарвиновской по целому ряду важнейших научных положений: - в ней ясно выделяется элементарная структура, с которой н

Основы генетики
Центральным понятием генетики является «ген». Это элементарная единица наследственности, характеризующаяся рядом признаков. По своему уровню ген - внутриклеточная молекулярная структура

Темы докладов и рефератов
1. Генная инженерия, ее возможности и перспективы. 2. Евгеника - возможное будущее человечества? 3. Научная фантастика о проблеме изменения сущности человека.

Человек как предмет естествознания
С давних времен многие мыслители пытались понять природу человека. Ее исследовали еще представители различных школ античной философии. Так, киники видели ее в естественном образе жизни и огран

Происхождение человека
С XIX века в науке господствует вытекающая из теории Дарвина концепция происхождения человека от высокоразвитых предков современных обезьян. Эта концепция в XX веке получила генетическое подтв

Сущность человека
Биологическая эволюция, как считает большинство ученых, завершилась 30 - 40 тыс. лет назад после возникновения Homo sapiens. С тех пор человек выделился из животного мира, и биологическая эвол

Телесность и здоровье человека
Современные биологи и антропологи, как мы уже отмечали, полагают, что биологическая эволюция человека как вида, то есть его видообразование, прекратилось со времени появления Homo sapiens. В с

Человек, биосфера и космос
Рассматривая вопрос о происхождении жизни на Земле, мы кратко упомянули о биосфере, живом веществе и его биогеохимических функциях, открытых В.И. Вернадским. Настоящая тема предполагает более

Человек и космос
Исходной основой существования биосферы и происходящих в ней биогеохимических процессов является астрономическое положение нашей планеты, в первую очередь ее расстояние от Солнца и наклон земн

Космизация современной науки и философии
Постепенно представления о связи биосферы и космоса, человека и космоса, общества и космоса вошли в научный оборот, став важной частью современного научного мировоззрения, характерной чертой с

Антропный принцип
Идеи космизма постепенно поставили ученых перед вопросом: почему наша Вселенная такова, какая она есть? Более строго этот вопрос звучит так: почему физические постоянные (универсальные: Планка

Темы докладов и рефератов
1. А.Л.Чижевский о влиянии Солнца на природные и общественные явления. 2. В.И.Вернадский о биосфере и живом веществе. 3. Русский космизм как явление культуры. ЛИТЕРАТУРА

На пути к ноосфере
Данные антропологии и палеонтологии свидетельствуют, что современный человек сформировался около 30 - 40 тыс. лет назад. Его появление стало крайне важным обстоятельством в эволюции биосферы,

Современные концепции экологии
Как мы могли убедиться, жизнь на Земле развивается по строгим законам природы. Современное естествознание открыло основные принципы и законы, определяющие существование жизни на Земле. Человеч

Концепция ноосферы и устойчивого развития
Современная биосфера является результатом длительной эволюции всего органического мира и неживой природы. В этой эволюции принимает участие и сам человек, воздействие которого на природу посто

Темы докладов и рефератов
1. Концепция ноосферы П. Теияра де Шардена. 2. Писатели-фантасты о возможных вариантах будущего человечества. ЛИТЕРАТУРА 1. Бережной С. А., Романов В. В., Седов Ю. И.

Содержание статьи

ЗВЕЗДЫ, горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце – типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к Земле. Даже ближайшая звезда (Проксима Кентавра) в 272 000 раз дальше от Земли, чем Солнце, поэтому звезды кажутся нам светлыми точками на небе. Хотя звезды рассыпаны по всему небосводу, мы видим их только ночью, а днем на фоне яркого рассеянного в воздухе солнечного света они не видны.

Живя на поверхности Земли, мы находимся на дне воздушного океана, который непрерывно волнуется и бурлит, преломляя лучи света звезд, отчего они кажутся нам мигающими и дрожащими. Космонавты на орбите видят звезды как цветные немигающие точки.

Многие храмы были ориентированы по звездам. Скажем, Великие пирамиды в Гизе построены так, что узкий коридор в них направлен точно на полярную звезду, роль которой тогда выполняла a Дракона. Мегалитическая постройка Стоунхендж на Солсберийской равнине в Англии сооружена в точном соответствии с сезонными изменениями положения Солнца и Луны.

В нашу эпоху звезды часто используют как яркие метки на небе для определения времени и для навигации. Поскольку Земля вращается, каждый наблюдатель замечает, как звезды поочередно пересекают воображаемую линию север-зенит-юг (небесный меридиан). Это явление применяют для отсчета звездного времени. За начало новых звездных суток на всей Земле принят момент пересечения определенной точкой небесной сферы меридиана Гринвича в Англии. НАВИГАЦИЯ.

Обозначения звезд.

В нашей Галактике более 100 млрд. звезд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звезд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01% всех звезд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звезд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие звезды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria , 1603) немецкого астронома И.Байера (1572–1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: a – ярчайшая звезда созвездия, b – вторая по блеску, и т.д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус – ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как a Canis Majoris, или сокращенно a CMa; Алголь – вторая по яркости звезда в Персее обозначается как b Persei, или b Per.

Дж.Флемстид (1646–1719), первый Королевский астроном Англии, ввел систему обозначения звезд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звезды номерами в порядка увеличения их прямого восхождения, т.е. в том порядке, в котором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же a Волопаса (b Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные звезды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э.Барнарда (1857–1923), а звезда Каптейна – в честь нидерландского астронома Я.Каптейна (1851–1922). На современных картах звездного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звезд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звезды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звезд нужно искать в звездных каталогах.

Звездные каталоги.

Самый обширный звездный каталог Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung , BD ) составил немецкий астроном Ф.Аргеландер (1799–1875). В нем указаны положения 324 198 звезд от северного полюса до склонения -2°. Звезда, обозначенная, например, как BD +7°1226, является 1226-й в порядке прямого восхождения звездой в восьмом поясе северных склонений. Продолжение этого каталога (SBD) к югу до склонения -23°, содержащее 133 659 звезд, составил немецкий астроном Э.Шенфельд (1828–1891). Оставшуюся часть южного неба покрыли каталоги Кордовское обозрение (Cordoba Durchmusterung , CD) и Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmusterung , CPD). Всего в этих каталогах более 1 млн. звезд приблизительно до 10 звездной величины.

Значительно больше звезд в каталоге Карта неба (Carte du ciel , или Astrographic Catalogue ), содержащем положения нескольких миллионов звезд на 44 000 фотопластинок, полученных в обсерваториях всего мира. Современный большой каталог точных положений 258 997 звезд создан в Смитсоновской астрофизической обсерватории (SAO). Обширный каталог звездных спектров создан американским астрономом Э.Кэннон (1863–1941) и назван Каталогом Генри Дрэпера (Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra , HD).

Существует множество специальных каталогов. Например, звезды с измеренными собственными движениями собраны в Общем каталоге (General Catalogue , GC) и в Йельских зонных каталогах (Yale Zone Catalogues ). Есть каталоги звезд с измеренными лучевыми скоростями, звезд с переменным блеском, каталоги двойных звезд. Самые слабые звезды не занесены в каталоги, но их можно найти на фотографических картах неба и определить их координаты и блеск относительно более ярких звезд. Самый полный фотографический атлас, покрывающий все небо, – это Паломарский обзор (Palomar Survey ), на картах которого видны звезды до 21-й звездной величины.

Переменные звезды.

Переменные звезды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую – S, затем T и т.д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т.д. После ZZ идут AA и т.д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable – переменный), начиная с V335. Примеры: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Расстояния до звезд.

Ближайшая к нам звезда – Солнце, до него ок. 150 млн. км. Ближайшая к Солнцу яркая звезда – a Кентавра, которую можно увидеть только в Южном полушарии, до нее 42 000 млрд. км. Но еще чуть ближе к нам расположен ее невидимый глазом спутник, звезда Проксима («ближайшая») Кентавра. Всего лишь вдвое дальше расположен Сириус, ярчайшая звезда нашего неба.

Поскольку расстояния до звезд так велики, их неудобно измерять в километрах. Лучше использовать специальные единицы; например, в научно-популярной литературе часто используют «световой год», т.е. расстояние, которое луч света проходит со скоростью около 300 000 км/с за год; это ок. 9460 млрд. км. Расстояние до Проксимы 4,3 св. года, а до Сириуса ок. 8,7 св. года.

Впервые расстояния до звезд были независимо измерены в 1838 Ф.Бесселем в Германии (до звезды 61 Лебедя), Т.Хендерсоном на мысе Доброй Надежды (до a Кентавра) и В.Струве в России (до Веги). Однако полутора веками ранее И.Ньютон сумел оценить порядок расстояния до звезд. Полагая, что Солнце – это рядовая звезда, он вычислил, что ее нужно удалить в 250 000 раз, чтобы Солнце выглядело как обычная звезда на небе. Так Ньютон ввел весьма универсальный метод определения расстояний в астрономии. Если каким-либо образом нам известна истинная светимость звезды, то нетрудно рассчитать, на каком расстоянии она будет иметь наблюдаемый блеск. Главное здесь – определить истинную светимость звезды. На практике для этого используют спектроскопию: в спектре звезды есть несколько индикаторов ее светимости.

Ближайшие звезды

БЛИЖАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ 1
Звезда	Параллакс (секунды дуги)	Расстояние (св. годы)	Относительная светимость	Цвет
Солнце	–	– 2	1	Желтый
a Кентавра	0,760	4,3	1,5	Желтый
Звезда Барнарда	0,552	5,9	0,0006	Красный
Вольф 359	0,425	7,7	0,00002	Красный
Лаланд 21185	0,398	8,2	0,0055	Красный
Сириус	0,375	8,6	23	Белый
Лейтен 726-8	0,368	8,9	0,00006	Красный
Росс 154	0,345	9,5	0,00041	Красный
Росс 248	0,316	10,2	0,00011	Красный
Лейтен 789-6	0,305	10,7	0,00009	Красный
e Эридана	0,303	10,8	0,30	Оранжевый
Росс 128	0,301	10,8	0,00054	Красный
61 Лебедя	0,296	11,0	0,084	Оранжевый
e Индейца	0,291	11,2	0,14	Оранжевый
Процион	0,285	11,4	7,3	Желтый
1 Данные только для главных компонентов двойных и кратных звезд. 2 Расстояние до Солнца 150 млн. км, или 1 астрономическая единица.

Но спектроскопический метод нуждается в калибровке. Для некоторых групп звезд используются специальные методы определения расстояний, например, статистический метод, основанный на видимом движении звезд по небу. Однако базовым методом определения расстояний до звезд служит метод тригонометрических параллаксов.

Параллакс.

Метод параллакса основан на измерении видимого смещения близких звезд на фоне более далеких при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Чем ближе звезда, тем больше ее угловое смещение. Параллаксом звезды называют угол, под которым от нее виден радиус земной орбиты, равный 1 астрономической единице (а.е.), или 150 млн. км. Это чисто геометрический и поэтому очень надежный метод. К сожалению, параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших звезд. Расстояния до них служат фундаментом при определении спектральными методами расстояний до более далеких звезд.

Астрономы прошлого, например Т.Браге (1546–1601), не смогли заметить параллактического смещения звезд, из чего они заключили, что Земля неподвижна. Действительно, параллаксы даже ближайших звезд не превышают 1ўў; под таким углом виден мизинец с расстояния в километр. Измерение столь малых углов – большое достижение современной техники. Наибольший параллакс (0,762ўў) имеет Проксима Кентавра – маленький спутник звезды a Кентавра, расположенный ближе нее к Солнцу.

На основе тригонометрических параллаксов астрономы ввели единицу длины «парсек» (пк) – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1ўў; 1 пк = 3,26 св. года. Наименьшие параллаксы, которые удается сейчас измерять, составляют 0,01ўў; это соответствует расстоянию в 100 пк или 326 св. лет.

Светимость звезд.

Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ10 26 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.

Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.

Ярчайшие звезды

ЯРЧАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ
Звезда	Звездная величина		Светимость (Солнце=1)	Показатель цвета	Цвет
	видимая	абсолютная
Сириус	–1,43	+1,4	23	0,00	Белый
Канопус	–0,72	–4,5	1500	0,16	Желтый
a Кентавра	–0,27	+4,7	1,5	0,68	Желтый
Арктур	–0,06	–0,1	100	1,24	Оранжевый
Вега	+0,02	+0,5	50	0,00	Белый
Капелла	+0,05	–0,6	170	0,80	Желтый
Ригель	+0,14	–7,0	40000	–0,04	Голубой
Процион	+0,37	+2,7	7,3	0,41	Желтый
Бетельгейзе	+0,50	–5,0	17000	1,87	Красный
Ахернар	+0,51	–2,0	200	–0,16	Голубой
b Кентавра	+0,63	–4,0	5000	–0,23	Голубой
Альтаир	+0,77	+2,2	9	0,22	Белый
Альдебаран	+0,86	–0,7	100	1,52	Оранжевый
a Креста	+0,87	–4,0	4000	–0,25	Голубой
Спика	+0,96	–3,0	2800	–0,25	Голубой
Антарес	+1,16	–4,0	3500	1,83	Красный
Фомальгаут	+1,16	+1,9	14	0,10	Белый
Поллукс	+1,25	+1,0	45	1,02	Оранжевый
Денеб	+1,28	–7,0	60000	0,09	Белый
b Креста	+1,36	–4,0	6000	–0,25	Голубой
Регул	+1,48	–0,7	120	–0,12	Голубой
Шаула (l Sco)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	Голубой
Адара (e СМа)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	Голубой
Беллатрикс	+1,97	–4,0	2300	–0,23	Голубой
Кастор		+0,9	27	0,03	Белый

Звездные величины.

Блеск звезд выражают в особых, исторически сложившихся «звездных величинах». Происхождение этой системы связано с особенностью нашего зрения: если сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, то наше ощущение от него – лишь в арифметической. Греческий астроном Гиппарх (до 161 – после 126 до н.э.) разделил все видимые глазом звезды на 6 классов по яркости. Самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые – 6-й. Позже измерения показали, что поток света от звезд 1-й величины примерно в 100 раз больше, чем от звезд 6-й величины по Гиппарху. Для определенности решили, что различие на 5 звездных величин в точности соответствует отношению потоков света 1:100. Тогда разница блеска на 1 звездную величину соответствует отношению яркостей . Например, звезда 1-й звездной величины в 2,512 раза ярче звезды 2-й величины, которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины, и т.д. Это весьма универсальная шкала; она годится для выражения освещенности, создаваемой на Земле любым источником света.

Для сравнения звезд по их истинной светимости используют «абсолютную звездную величину», которая определяется как видимая звездная величина, которую имела бы данная звезда, если поместить ее на стандартном расстоянии от Земли в 10 пк. Если какая-либо звезда имеет параллакс p и видимую величину m , то ее абсолютную величину M вычисляют по формуле

Звездными величинами можно описывать излучение звезды в различных диапазонах спектра. Например, визуальная величина (m v ) выражает блеск звезды в желто-зеленой области спектра, фотографическая (m p ) – в голубой, и т.п. Разность между фотографической и визуальной величинами называют «показателем цвета» (color index)

он тесно связан с температурой и спектром звезды.

Размеры звезд.

Звезды очень сильно различаются по диаметру: белые карлики бывают размером с земной шар (ок. 13 000 км), а звезды-гиганты превышают размером орбиту Марса (455 млн. км). В среднем размер звезд, видимых на небе невооруженным глазом, близок к диаметру Солнца (1 392 000 км).

За редкими исключениями диаметры звезд не поддаются прямому измерению: даже в крупнейшие телескопы звезды выглядят точками из-за гигантских расстояний до них. Конечно, Солнце является исключением: его угловой диаметр (32ў) легко измерить; еще у нескольких самых крупных и близких звезд с большим трудом удается измерить угловой размер и, зная расстояние до них, определить их линейный диаметр. Эти данные приведены ниже в таблице.

В некоторых случаях удается прямо определить линейные диаметры звезд в двойных системах. Если звезды периодически закрывают друг друга, то по продолжительности затмения, измерив по смещению спектральных линий орбитальную скорость звезд, можно вычислить их диаметр.

Для подавляющего большинства звезд диаметры определяют косвенно, на основе законов излучения. Определив по виду спектра температуру звезды, на основе законов физики можно вычислить интенсивность излучения ее поверхности. Зная полную светимость, уже легко вычислить площадь поверхности и диаметр звезды. Полученные таким образом диаметры хорошо согласуются с измеренными непосредственно.

В течение жизни размер звезды сильно меняется. Она начинает свою эволюцию как сжимающееся газовое облако огромного размера, затем длительное время остается в виде нормальной звезды, а в конце своей жизни увеличивается в десятки раз, становясь гигантом, сбрасывает оболочку и превращается в маленький «белый карлик» или совсем крохотную «нейтронную звезду». ПУЛЬСАР.

Звездные населения.

В 1944 американский астроном немецкого происхождения В.Бааде предложил разделить звезды на два типа, которые он назвал Населением I и Населением II. К Населению I он отнес молодые звезды и связанные с ними межзвездные газ и пыль, которые наблюдаются в спиральных рукавах галактик и рассеянных скоплениях. Население II состоит из старых звезд, встречающихся в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и центральных областях спиральных галактик. Ярчайшие звезды Населения I – это голубые сверхгиганты, которые раз в 100 ярче, чем ярчайшие звезды Населения II, красные гиганты. У звезд Населения I значительно выше содержание тяжелых элементов. Концепция звездных населений имела большое значение для развития теории эволюции звезд.

Движения звезд.

Обычно движение звезды характеризуют с двух точек зрения: как орбитальное движение вокруг центра Галактики и как относительное движение в группе ближайших звезд. Например, Солнце обращается вокруг центра Галактики со скорость ок. 240 км/с, а по отношению к окружающим его звездам движется значительно медленнее, со скоростью ок. 19 км/с.

Основной системой отсчета для измерения движения звезд служит Галактика в целом. Но для земного наблюдателя обычно удобнее использовать систему отсчета, связанную с центром Солнечной системы, фактически – с Солнцем. По отношению к Солнцу ближайшие звезды движутся со скоростями от 10 км/с и выше. Но расстояния до звезд так велики, что фигуры созвездий изменяются лишь за многие тысячелетия. Перемещение звезд впервые обнаружил в 1718 Э.Галлей, сравнивая их положения, точно определенные им в Гринвиче, с теми, которые указал в своем каталоге Птолемей (2 в. н.э.).

Угловое перемещение звезды на небесной сфере по отношению к далеким звездам называют ее «собственным движением» и выражают обычно в угловых секундах за год. Так, собственное движение Арктура 2,3ўў/год, а Сириуса 1,3ўў/год. Наибольшее собственное движение у звезды Барнарда, 10,3ўў/год.

Чтобы вычислить линейную скорость звезды в километрах в секунду, используют формулу T = 4,74 m /p , где T – тангенциальная скорость (т.е. компонента полной скорости, направленная поперек луча зрения), m –собственное движение в секундах дуги за год и p – параллакс.

Лучевая скорость.

Скорость звезды вдоль луча зрения, которую называют лучевой скоростью, измеряется по доплеровскому смещению линий в ее спектре с точностью до долей километра в секунду. Смещение линий в красную сторону спектра говорит об удалении звезды от Земли, а в голубую – о приближении. Скорости звезд не так велики, чтобы это привело к изменению цвета звезды, но быстрое движение далеких галактик весьма заметно меняет их цвет. Измерение доплеровского смещения линий – очень тонкая операция. В телескопе одновременно со спектром звезды на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника с точно известным положением линий. Затем с помощью измерительной машины, снабженной мощным микроскопом, с точностью до 1 мкм определяется смещение линий (Dl ) в спектре звезды относительно тех же линий лабораторного источника с длиной волны l . Лучевая скорость звезды определяется по формуле V = c Dl /l , где c – скорость света. Эта формула пригодна для нормальных звездных скоростей, но для быстро движущихся галактик она не подходит. Точность измерения лучевых скоростей звезд не зависит от расстояния до них, а всецело определяется возможностью получать хорошие спектры и точно измерять в них положение линий. Однако точность измерения тангенциальных скоростей звезд зависит не только от аккуратности измерения их собственного движения, но и от их параллакса, т.е. от расстояния до них: чем больше расстояние, тем ниже точность.

Пространственная скорость.

Лучевая и тангенциальная скорости – это компоненты полной пространственной скорости звезды по отношению к Солнцу (ее легко вычислить по теореме Пифагора). Чтобы движение самого Солнца «не вмешивалось» в эту скорость, ее обычно пересчитывают по отношению к «местному стандарту покоя» – искусственной системе координат, в которой среднее движение околосолнечных звезд равно нулю. Скорость звезды по отношению к местному стандарту покоя называют ее «пекулярной скоростью».

Каждая из звезд обращается по орбите вокруг центра Галактики. Звезды Населения I обращаются по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости галактического диска. Солнце и соседние с ним звезды тоже движутся по орбитам, близким к круговым, со скоростью около 240 км/с, завершая оборот за 200 млн. лет (галактический год). Звезды Населения II движутся по эллиптическим орбитам с различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости Галактики, приближаясь к галактическому центру в перигалактии орбиты и удаляясь от него в апогалактии. Основное время они проводят в районе апогалактия, где их движение замедляется. Но по отношению к Солнцу их скорости велики, поэтому их называют «высокоскоростными звездами».

Двойные звезды.

Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера:

где m 1 и m 2 – массы звезд в единицах массы Солнца, P – период обращения в годах и D – расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс.

Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.

Переменные звезды.

Видимый блеск звезды может изменяться по двум причинам: либо изменяется светимость звезды, либо что-то ее загораживает от наблюдателя, например, вторая звезда в двойной системе. Звезды с изменяющейся светимостью делятся на пульсирующие и эруптивные (т.е. взрывающиеся). Существует два важнейших типа пульсирующих переменных – лириды и цефеиды. Первые, переменные типа RR Лиры, имеют примерно одинаковую абсолютную звездную величину и периоды короче суток. У цефеид, переменных типа d Цефея, периоды изменения блеска тесно связаны с их средней светимостью. Оба типа пульсирующих переменных очень важны, поскольку знание их светимости позволяет определять расстояния. Американский астроном Х.Шепли использовал лириды для измерения расстояний в нашей Галактике, а его коллега Э.Хаббл использовал цефеиды для определения расстояния до галактики в Андромеде.

Цвета звезд.

Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: l max = 0,29/T . Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67ґ10 –8 T 4 .

Спектры звезд.

Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m ) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

Показатель цвета.

Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T – 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

Спектральная классификация.

Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера , подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

Последовательности звезд.

В 1905–1913 Э.Герцшпрунг в Дании и Г.Рессел в США независимо нашли эмпирическую связь между температурой (спектральным классом) и светимостью звезд. Они обнаружили, что большинство звезд лежит вдоль широкой полосы на диаграмме температура – светимость. Эта полоса, названная «главной последовательностью», проходит от верхнего левого угла диаграммы, где находятся горячие и яркие О и В звезды, к правому нижнему углу, населенному холодными и тусклыми К и М карликами.

Открытие главной последовательности стало сюрпризом: было неясно, почему звезды с определенной температурой поверхности не могут иметь какой угодно размер, а следовательно и светимость. Оказалось, что радиус звезды и температура ее поверхности связаны друг с другом.

На диаграмме Герцшпрунга – Рессела обнаружилась и вторая последовательность – ветвь гигантов, широкой полосой отходящая от середины главной последовательности (класс G, абсолютная звездная величина +1) почти перпендикулярно ей в сторону верхнего правого угла диаграммы (класс М, абсолютная величина -1). На ветви гигантов лежат звезды большого размера и довольно высокой светимости, в отличие от карликов, населяющих главную последовательность. Они разделены «провалом Герцшпрунга».

В нижнем левом углу диаграммы расположились белые карлики – необычные звезды с высокой температурой поверхности, но низкой светимостью, что указывает на их очень маленький размер. В этих остатках эволюции нормальных звезд уже не происходит термоядерных реакций, и они медленно остывают.

Спустя несколько десятилетий после открытия Герцшпрунга и Рессела выяснилось, что у разных групп звезд диаграммы температура– светимость существенно различаются. Особенно ясно это прослеживается при сравнении звездных скоплений, в каждом из которых все звезды имеют одинаковый возраст. Диаграммы рассеянных скоплений, таких, как Гиады и Плеяды, в целом похожи на диаграмму околосолнечных звезд и резко отличаются от диаграмм шаровых скоплений, таких, как большое скопление в Геркулесе, где яркая часть главной последовательности отсутствует, а нижняя ее часть смыкается с ветвью гигантов, круто уходящей вверх, в область больших светимостей. Такие диаграммы оказались характерными для звезд Населения II, а диаграммы рассеянных скоплений типичны для звезд Населения I. Таким образом, диаграмма Герцшпрунга – Рессела служит важным инструментом для выяснения эволюционного статуса звездных населений.

Звездные скопления.

Известны три различных типа звездных группировок: звездные ассоциации, шаровые скопления и рассеянные скопления (иногда их называют «открытыми» или «галактическими»). Звездные скопления очень ценны для астрофизики, поскольку это группы звезд, одинаково удаленных от нас и сформировавшихся одновременно из вещества одного облака. Звезды в пределах одного скопления различаются лишь исходной массой, что значительно облегчает изучение их эволюции.

Звездные ассоциации.

Это относительно разреженные группировки звезд, разлетающихся от общего центра, где они, вероятно, родились. Если проследить их траектории обратно, то оказывается, что они «тронулись в путь» всего около миллиона лет назад – совсем недавно по звездным масштабам. Ассоциации расположены в спиральных рукавах Галактики, там же, где сконцентрировано межзвездное вещество, из которого формируются звезды. Известно менее ста ассоциаций, и все они состоят из молодых, ярких и массивных звезд в основном спектральных классов О и В. Звезды меньшей массы в ассоциациях тоже есть, но их сложнее распознать. Когда через несколько миллионов лет эволюция О и В звезд закончится, заметить на небе ныне известные ассоциации станет невозможно. Все говорит о том, что ассоциации – короткоживущие образования. Возможно, большая часть звезд в Галактике родилась именно в составе ассоциаций.

Рассеянные скопления.

Замечательными представителями звездных скоплений более высокого порядка служат Плеяды, Гиады и Ясли. Если в ассоциациях наблюдается обычно не более 100 звезд, то в рассеянных скоплениях – порядка 1000. Более плотно упакованные, они могут значительно дольше противостоять разрушающему гравитационному влиянию Галактики; например, возраст скопления Плеяды, определенный по виду его диаграммы Герцшпрунга – Рессела, ок. 50 млн. лет. Еще более плотные скопления могут сохраняться сотни миллионов лет; одно из старейших рассеянных скоплений М 67 является и наиболее плотным из них. Известно более 1000 рассеянных скоплений, однако еще многие тысячи их наверняка скрываются в удаленных областях Галактики.

Шаровые скопления.

Эти скопления во многих отношениях отличаются от рассеянных скоплений и ассоциаций. До сих пор обнаружено около 150 шаровые скоплений и, похоже, это почти все, что есть в Галактике. Не заметить их трудно: при диаметре от 40 до 900 св. лет они содержат от 10 000 до нескольких миллионов звезд. Такие «монстры» видны на больших расстояниях. К тому же они не скрываются в запыленном диске Галактики, а заполняют весь ее объем, концентрируясь к галактическому ядру.

Фотографии шаровых скоплений, таких, как М 13 в созвездии Геркулеса, представляют впечатляющее зрелище. В центре скопления звезды кажутся слившимися в единое месиво, хотя в действительности расстояния между ними не так уж малы и столкновения звезд практически не происходят. Каждая из звезд движется по орбите вокруг центра скопления, а оно само движется по орбите вокруг центра Галактики.

Благодаря своей большой массе и плотности шаровые скопления очень устойчивы; они почти без изменений существуют миллиарды лет. Их звезды родились в эпоху формирования Галактики; они содержат мало тяжелых элементов и относятся к Населению II. В нашу эпоху такие звезды уже не формируются.

Источники энергии звезд.

Когда теория Эйнштейна возвестила об эквивалентности массы (m ) и энергии (E ), связанных соотношением E = mc 2 , где c – скорость света, стало ясно, что для поддержания излучения Солнца с мощностью 4ґ10 26 Вт необходимо ежесекундно превращать в излучение 4,5 млн. т его массы. По земным меркам эта величина выглядит большой, но для Солнца, имеющего массу 2ґ10 27 т, такая потеря остается незаметной в течение миллиардов лет.

Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.

Выраженные в атомных единицах, массы ядер водорода и гелия составляют соответственно 1,00813 и 4,00389. Четыре водородных ядра (т.е. протона) имеют массу 4,03252 и, следовательно, на 0,02863 а.е., или на 0,7% превосходят массу ядра гелия. Эта разница превращается в энергичные гамма-кванты, которые, много раз поглощаясь и излучаясь, постепенно просачиваются к поверхности звезды и покидают ее в виде света. Похожие трансформации вещества происходят и в протон-протонной реакции:

В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.

Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.

Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.

Строение звезд.

Может показаться, что невозможно узнать что-либо о внутреннем строении звезд. Не только далекие звезды, но и наше Солнце кажется абсолютно недоступным для изучения его недр. Тем не менее о строении звезд мы знаем не меньше, чем о строении Земли. Дело в том, что звезды – это газовые шары, в большинстве своем – стабильные, не испытывающие ни коллапса, ни расширения. Поэтому на любой глубине давление газа равно весу вышележащих слоев, а поток излучения пропорционален перепаду температуры от внутренних горячих к наружным холодным слоям. Этих условий, сформулированных в виде математических уравнений, достаточно, чтобы на основе законов поведения газа рассчитать структуру звезды, т.е. изменение давления, температуры и плотности с глубиной. При этом из наблюдений нужно знать только массу, радиус, светимость и химический состав звезды, чтобы теоретически определить ее структуру. Расчеты показывают, что в центре Солнца температура достигает 16 млн. К, плотность 160 г/см 3 , а давление 400 млрд. атм.

Звезда является природной саморегулирующейся системой. Если по какой-то причине мощность энерговыделения в ядре звезды не сможет компенсировать излучение энергии с поверхности, то звезда не сможет противостоять гравитации: она начнет сжиматься, от этого повысится температура в ее ядре и возрастет интенсивность ядерных реакций – таким образом баланс энергии будет восстановлен.

Эволюция звезд.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. В прошлом столетии вообще считали, что энергии, выделяющейся при сжатии звезды, достаточно для поддержания ее светимости, но геологические данные пришли в противоречие с этой гипотезой: возраст Земли оказался значительно больше того времени, в течение которого Солнце могло бы поддерживать свое излучение за счет сжатия (ок. 30 млн. лет).

Сжатие звезды приводит к повышению температуры в ее ядре; когда она достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Ресселла, пока не закончатся запасы топлива в ее ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Ее светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса ее изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.

Белые карлики и нейтронные звезды.

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и ее быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Размер атмосферы звезды увеличивается еще больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звездного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от ее исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик, нейтронная звезда (пульсар) или черная дыра.

Подавляющее большинство звезд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится темной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Черные дыры.

У звезд более массивных, чем предшественники нейтронных звезд, ядра испытывают полный гравитационной коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут ее покинуть, – объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют черными дырами.

Если предшественник черной дыры был членом затменной двойной системы, то и черная дыра будет продолжать обращаться вокруг соседней нормальной звезды. Про этом газ из атмосферы звезды может попадать в окрестность черной дыры и падать на нее. Но прежде чем исчезнуть в области невидимости (под горизонтом событий), он разогреется до высокой температуры и станет источником рентгеновского излучения, которое можно наблюдать с помощью специальных телескопов. Когда нормальная звезда заслоняет черную дыру, рентгеновское излучение должно пропадать.

Несколько затменных двойных с рентгеновскими источниками уже обнаружено; в них подозревают наличие черных дыр. Пример такой системы – объект Лебедь X-1. Спектральный анализ показал, что орбитальный период этой системы 5,6 сут, и с таким же периодом происходят рентгеновские затмения. Почти нет сомнений, что там находится черная дыра.

Продолжительность эволюции звезд.

Если отвлечься от некоторых катастрофических эпизодов в жизни звезд, то человеческая жизнь слишком коротка, чтобы заметить эволюционные изменения каждой конкретной звезды. Поэтому об эволюции звезд судят так же, как о росте деревьев в лесу, т.е. одновременно наблюдая множество экземпляров, находящихся в данный момент на разных стадиях эволюции.

Скорость и картина эволюции звезды почти полностью определяются ее массой; некоторое влияние оказывает и химический состав. Звезда может быть физически молодой, но уже эволюционно состарившейся в таком же смысле, как месячный мышонок старше годовалого слоненка. Дело в том, что интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные.

Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно.

В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста. Однако в каждом звездном скоплении все его члены имеют практически одинаковый физический возраст. Изучая самые молодые скопления с возрастом ок. 1 млн. лет, мы видим все его звезды на главной последовательности, а некоторые еще только приближающимися к ней. В более старых скоплениях наиболее яркие звезды уже покинули главную последовательность и стали красными гигантами. У наиболее старых скоплений осталась лишь нижняя часть главной последовательности, но зато богато населены звездами ветвь гигантов и следующая за ней горизонтальная ветвь.

Если сравнить между собой диаграммы Герцшпрунга – Рессела различных рассеянных скоплений, то можно легко понять, какое из них старше. Об этом судят по положению точки обрыва главной последовательности, отмечающей вершину ее сохранившейся нижней части. У двойного скопления h и c Персея эта точка лежит значительно выше, чем у скоплений Плеяды и Гиады, следовательно, оно намного моложе их.

Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений указывают на их очень большой возраст, близкий к возрасту самой Галактики. Эти скопления состоят из звезд, сформировавшихся в ту далекую эпоху, когда вещество Галактики почти не содержало тяжелых элементов. Поэтому их эволюция протекает не совсем так, как у современных звезд, хотя в целом соответствует ей.

В заключение укажем, что возраст Солнца около 5 млрд. лет, и в настоящее время оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека. См . также ГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; СОЛНЦЕ.

Литература:

Тейлер Р. Строение и эволюция звезд . М., 1973
Каплан С.А. Физика звезд . М., 1977
Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть . М., 1984
Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения . М., 1988
Бисноватый-Коган Г.С. Физические процессы теории звездной эволюции . М., 1989
Сурдин В.Г., Ламзин С.А. Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992



Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут оставаться неизменными. Они рождаются, развиваются и, наконец, «умирают». Эволюция звезд занимает миллиарды лет, а вот по поводу времени их образования ведутся споры. Раньше астрономы считали, что процесс их «рождения» из звездной пыли требует миллионы лет, но не так давно были получены фотографии области неба из состава Большой Туманности Ориона. За несколько лет там возникло небольшое

На снимках 1947 года в этом месте была зафиксирована небольшая группа звездоподобных объектов. К 1954 году некоторые из них уже стали продолговатыми, а еще через пять лет эти объекты распались на отдельные. Так впервые процесс рождения звезд проходил буквально на глазах у астрономов.

Давайте подробно разберем, как проходит строение и эволюция звезд, с чего начинается и чем заканчивается их бесконечная, по людским меркам, жизнь.

Традиционно ученые предполагают, что звезды образуются в результате конденсации облаков газо-пылевой среды. Под действием гравитационных сил из образовавшихся облаков формируется непрозрачный газовый шар, плотный по своей структуре. Его внутреннее давление не может уравновесить сжимающие его гравитационные силы. Постепенно шар сжимается настолько, что температура звездных недр повышается, и давление горячего газа внутри шара уравновешивает внешние силы. После этого сжатие прекращается. Длительность этого процесса зависит от массы звезды и обычно составляет от двух до нескольких сотен миллионов лет.

Строение звезд предполагает очень высокую температуру в их недрах, что способствует беспрерывным термоядерным процессам (водород, который их образует, превращается в гелий). Именно эти процессы являются причиной интенсивного излучения звезд. Время, за которое они расходуют имеющийся запас водорода, определяется их массой. От этого же зависит и длительность излучения.

Когда запасы водорода истощаются, эволюция звезд подходит к этапу образования Это происходит следующим образом. После прекращения выделения энергии гравитационные силы начинают сжимать ядро. При этом звезда значительно увеличивается в размерах. Светимость также возрастает, поскольку процесс продолжается, но только в тонком слое на границе ядра.

Этот процесс сопровождается повышением температуры сжимающегося гелиевого ядра и превращением ядер гелия в ядра углерода.

По прогнозам, наше Солнце может превратиться в красного гиганта через восемь миллиардов лет. Радиус его при этом увеличится в несколько десятков раз, а светимость вырастет в сотни раз по сравнению с нынешними показателями.

Продолжительность жизни звезды, как уже отмечалось, зависит от ее массы. Объекты с массой, которая меньше солнечной, очень экономно «расходуют» запасы своего поэтому могут светить десятки миллиардов лет.

Эволюция звезд заканчивается образованием Это происходит с теми из них, чья масса близка к массе Солнца, т.е. не превышает 1,2 от нее.

Гигантские звезды, как правило, быстро истощают свой запас ядерного горючего. Это сопровождается значительной потерей массы, в частности, за счет сброса внешних оболочек. В результате остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой ядерные реакции полностью прекратились. Со временем такие звезды прекращают свое излучение и становятся невидимыми.

Но иногда нормальная эволюция и строение звезд нарушается. Чаще всего это касается массивных объектов, исчерпавших все виды термоядерного горючего. Тогда они могут преобразовываться в нейтронные, или И чем больше ученые узнают об этих объектах, тем больше возникает новых вопросов.