Современные представления об эволюции Вселенной, галактик ,звезд и звездных систем

Современные представления об эволюции Вселенной, галактик ,звезд  и звездных систем.

1. Современные теории об эволюции вселенной  

      Иногда сегодняшнюю стадию эволюцию Вселенной можно сравнить с фейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоим на остывшем поле, вглядываясь в стареющие звезды и вспоминая красоту и блеск Вселенной. 

      Что же ожидает нашу Вселенную в будущем, если она будет неограничено расширяться? О процессе продолжающегося расширения нашей Вселенной свидетельствуют почти все данные наблюдений. По мере расширения пространства материя становится все более разреженной, галактики и их скопления все более удаляются друг от друга, а температура фонового излучения приближается к абсолютному нулю. Со временем все звезды завершат свой жизненный цикл и превратятся либо в белых карликов, остывающих до состояния холодных черных карликов, либо в нейтронные звезды или черные дыры. Эра святящегося вещества закончится, и темные массы вещества, элементарные частицы  и холодное излучение будут бессмысленно разлетаться в непрерывно разряжающейся пустоте. 

      Впрочем, черные дыры не останутся без работы. Имея на то достаточно времени, черные дыры поглотят огромное количество вещества вселенной. Если теория Хокинга верна, то черные дыры будут продолжать испускать излучение, но черным дыры (с массой равной массе Солнца) потребуется очень длительное время, прежде чем это заметно изменит что-то. Фоновое излучение остынет гораздо раньше, чем черные дыры начнут излучать больше, чем они будут поглощать из этого фонового излучения. Такой момент настанет тогда, когда возраст Вселенной станет примерно в десять миллионов раз больше предполагаемого на сегодня. Должно пройти около 10 ⁶⁶ лет, прежде чем черные дыры солнечной массы начнут взрываться, выбрасывая потоки частиц и излучения. 

      Дж. Б. Берроу из Оксфордского университета и Ф. Типлер из Калифорнийского университета в своих работах нарисовали картину отдаленного будущего неограниченно расширяющейся Вселенной. Даже внутри старой нейтронной звезды сохраняется еще достаточно энергии. Чтобы время от времени сообщать частицам, находящимся вблизи ее поверхности, скорость, превышающую скорость убегания. Предполагается, что в результате этого через достаточно продолжительное время все вещество нейтронной звезды должно испариться. Распадутся и черные дыры, вызвав рождение (в равных пропорциях) частиц и античастиц. По мнению Берроу и Типлера, если запас энергии во Вселенной достаточен только для того, чтобы обеспечить ее неограниченное расширение, то эффект электрического притяжения в электронно-позитронных парах перевесит и гравитационное притяжение и общее расширение Вселенной как целого. За определенное конечное время все электроны проаннигилируют со всеми позитронами. В конечном итоге последней стадии существующей материи окажутся не разлетающиеся холодные темные тела и черные дыры, а безбрежное море разреженного излучения, остывающего до конечной, повсюду одинаковой, температуры.  

      Второе начало термодинамики показывает, что конец эволюции Вселенной наступит, когда выровняется температура ее вещества. Так как тепло передается от более теплых тел к более холодным, различие их температур со временем сглаживается, и совершение дальнейшей работы становится невозможным. Эта мысль о «тепловой смерти» Вселенной была высказана еще в 1854 г. Г. Гельмгольцем (1821-1894). Интересно, что наше современное представление о неограниченно расширяющейся Вселенной вместе с концепцией квантового излучения черных дыр, которая основана на аналогии между гравитацией и термодинамикой, привели (более кружным путем) к тем же выводам, что сделал Гельмгольц.  

      Мы не можем знать точно, каков будет исход противоборства расширения Вселенной и гравитационного притяжения ее вещества. Если победит тяготение, то Вселенная когда-нибудь сколапсирует в процессе Большого сжатия, которое может оказаться концом ее существования, либо прелюдией к новому расширению. Если же силы тяготения проиграют «сражение», то расширение будет продолжаться неограниченно долго, но тяготение будет продолжать играть существенную роль в определении окончательного состояния вещества. Вещество может превратиться в безбрежное море однородного излучения, либо продолжится рассеивание темных холодных масс. В неясном далеком будущем прошедшая эпоха звездной активности может оказаться лишь кратчайшим мгновением в бесконечной жизни Вселенной.  

      На сегодняшний день все данные говорят о том, что наша Вселенная обречена на вечное расширение. Многим была бы по душе пульсирующая модель Вселенной, дающая надежду на возрождение пусть не живых существ, то, по крайней мере, таких привычных нам вещей, как вещество и излучение. В любом случае нам остается принимать судьбу космоса такой, как она есть: Вселенную не выбирают.

2.Происхождение и эволюция галактик и звезд.

Небесные тела находятся  в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще  не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как  именно они произошли, наука стремится  выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется космогонией.

Современные научные космогонические  гипотезы – результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. В космогонических гипотезах  в значительной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в  себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотезы. Подтверждаются те гипотезы, которые  не только могут объяснить известные  из наблюдений факты, но и предсказать  новые открытия.

Звезды возникали в  ходе эволюции галактик. Большинство  астрономов считают, что это происходило  в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые  постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой  гипотезы состоит в том, что, как  показывают наблюдения, “молодые”  звезды всегда тесно связаны с  газом и пылью. Эти звезды и  диффузная материя концентрируются  в спиральных ветвях галактик. Местами  наиболее интенсивного звездообразования  считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой  комплекс нашей Галактики находится  в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более  плотные газово-пылевые облака и  другие объекты. Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения  сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся  звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда  уже излучает в инфракрасном диапазоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться обнаружить среди довольно многочисленных источников инфракрасного излучения. Поиски протозвезд (и протогалактик) сейчас ведутся на многих обсерваториях.

Одно из основных отличий  протозвезды от звезды заключается  в том, что в протозвезде еще  не происходят термоядерные реакции, то есть в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протзвезды температура ее недрах станет порядка 10⁷ К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа теперь уже может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды.

Стадия сжатия звезд, массы  которых значительно больше массы  Солнца, продолжается всего лишь сотни  тысяч лет, а звезды, массы которых  меньше солнечной, сжимаются сотни  миллионов лет. Чем больше масса  звезды, тем при большей температуре  достигается равновесие. Поэтому  у массивных звезд большие  светимости.

Стадию сжатия сменяет  стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся  звезды, которые располагаются на главной последовательности диаграммы  “спектр – светимость”. Таких  звезд больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так  как от этого зависит запас  ядерного горючего, и обратно пропорционально  светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку  светимость звезды пропорциональна  примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды, массы которых  в несколько раз больше массы  Солнца, эволюционируют быстрее. Они  находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу – миллиарды  лет.

Когда весь водород в центральной  области звезды превратится в  гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет  превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем  к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься  и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 * 10⁷ К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элементов). Светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Многие звезды не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид.

Заключительный этап жизни  звезды, как и вся ее эволюция, решающим образом зависит от массы  звезды. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются  и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что многие звезды превращаются в белых карликов, которые затем постепенно остывают, становясь “потухшими звездами”.

Иная судьба у более  массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу  Солнца, то такие звезды на последних  этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную  среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а затем  катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.

Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элементов, а во время  взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной  тяжелыми элементами межзвездной среды  образуются звезды следующих поколений.

Если масса звезды вдвое  превышает массу Солнца, то такая  звезда, потеряв равновесие и начав  сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в черную дыру. Такое название связано  с тем, что могучее поле тяготения  сжавшейся звезды не выпускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). Поэтому  черную дыру нельзя увидеть ни в  каком диапазоне электромагнитных волн.

Дальнейшее развитие науки  покажет, какие из сегодняшних представлений  о происхождении галактик и звезд  окажутся правильными. Но нет сомнения в том, что звезды рождаются, живут, умирают, а не есть однажды созданные  и вечно неизменные объекты Вселенной; звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время.