Звёздная форма существования космической материи.

Звёзды, в обычном (стационарном состоянии) раскалённые газовые (плазменные) шарообразные небесные тела, находящиеся в гидродинамическом и тепловом равновесии.

Гидродинамическое равновесие обеспечивается равенством сил тяготения и сил внутреннего давления, действующих на каждый элемент массы звезды. Тепловое равновесие соответствует равенству энергии, выделяемой из недр звезды, и энергии, излучаемой с её поверхности.

Звёзды (кроме ближайшей звезды – Солнца) находятся на столь больших расстояниях от Земли, что даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки различной яркости и цвета.

Звёзды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра. Значения масс звёзд заключены в пределах от ~ 0,03 до ~ 60 m_с. Основной источник энергии звёзд — термоядерные реакции синтеза элементов.

Общая картина эволюции звёзд может быть представлена в виде следующей схемы (по Р. Трюмплеру, США, 1930 г):

 

 

 

Звёзды возникают в результате конденсации межзвёздной пыли и газа, богатого водородом. Затем следует наиболее длительная стадия звёздной эволюции – период термоядерных реакций превращения водорода в гелий в центре звезды. Когда водород в центре исчерпан, ядро сжимается и нагревается, а оболочка сильно расширяется, причем, несмотря на рост светимости, температура поверхности падает – звезда становится красным гигантом. После этого в ядре звезды становится возможным термоядерное загорание гелия и более тяжёлых элементов, сопряжённое в ряде случаев со сбросом водородной оболочки и образованием т.н. планетарной туманности. Остаток звезды остывает, переходя в стадию белого карлика. В зависимости от начальной массы звёзды могут закончить свою эволюцию взрывом сверхновой (с остатком в виде нейтронной звезды либо без остатка). Согласно общей теории относительности Эйнштейна, наиболее массивные звёзды, если они сохранили свою массу вплоть до исчерпания термоядерного горючего, должны коллапсировать в состояние чёрной дыры.

Белый карлик — компактная звезда с массой порядка массы Солнца и радиусом примерно равным радиусу Земли; составляют 3-10% от общего числа звёзд Галактики.

Цефеида — пульсирующая переменная звезда, блеск которой плавно и периодически меняется. Самая близкая к нам цефеида с малой амплитудой колебания светимости — Полярная звезда.

Нейтронная звезда — самая плотная, гидростатически равновесная звезда, состоящая преимущественно из нейтронов. Обнаружили себя в виде рентгеновских пульсаров. Масса нейтронной звезды m=1,2 – 1,6 m_с, радиус нейтронной звезды ≈ 5 – 7,5 км.

Чёрная дыра — космический объект, возникающий в результате неограниченного гравитационного сжатия массивных космических тел. Для возникновения чёрной дыры необходимо, чтобы масса сжалась до таких размеров, меньших его гравитационного радиуса r_g = 2GM/c² (где М – масса тела, G – гравитационная постоянная, с – скорость света). Величина гравитационного радиуса чрезвычайно мала даже для масс небесных тел. Так, для Земли r_g = 1 см, для Солнца — 3 км.

Для того чтобы преодолеть тяготение и вырваться из чёрной дыры потребовалась бы скорость, больше световой. Согласно общей теории относительности А. Эйнштейна (см. тему 8), никакое тело не может развить скорость большую, чем скорость света. Поэтому из чёрной дыры ничто не может вылететь, не может поступать наружу никакая информация. После того, как любые тела, любое вещество или излучение упадут под действием тяготения в чёрную дыру, наблюдатель никогда не узнает, что произошло с ними в дальнейшем. Кроме чёрных дыр, возникающих в процессе эволюции массивных звёзд, теория рассматривает чёрные дыры, образовавшиеся на ранних (горячих и сверхплотных) стадиях развития Вселенной. Эти первичные чёрные дыры с массой, меньшей 10¹⁵ г, к нашему времени должны были испариться, а существенно более массивные — остаться практически неизменными. Поиски чёрных дыр как первичных, так и звёздного происхождения — важнейшая проблема современной астрономии. В источнике рентгеновского излучения Лебедь Х-1 — масса звёздных компонентов составляет примерно 25 m_с и 10 m_с соответственно для оптически наблюдаемой звезды-сверхгиганта и для невидимой звезды — источника рентгеновского излучения. Компактная звезда с массой ~ 10 m_с не может быть нейтронной звездой. Поэтому предполагают, что в этой системе астрономы впервые открыли кандидата в чёрные дыры.

Итак, звёзды эволюционируют и эволюция звёзд необратима. В недрах звёзд происходят мощные термоядерные реакции, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звёзд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой.

Планеты Солнечной системы.

Мы живём на планете Земля и вместе с ней путешествуем по орбите вокруг звезды по имени Солнце. Вокруг Солнца вращается 9 крупных небесных тел светящихся отражённым солнечным светом. Такие тела мы будем назвать планетами. Ближе всех к Солнцу располагается Меркурий. Он невелик (0,054 m_з). Следом идёт Венера, по размерам почти повторяющая свою соседку Землю (0,815 m_з). Земля находится в среднем на расстоянии 149,6 млн. км от Солнца. Эта величина называется астрономической единицей (а.е.). После Земли расположен Марс (0,108 m_з). А вот что за Марсом — надо сказать особо. Потому что на месте, где полагается находиться следующей планете, никакой планеты нет. Вместо неё там находится Пояс астероидов. Астероид — это небольшой каменный объект, болтающийся в космосе. Иногда он бывает из железа. А Пояс астероидов — это множество валунов, разбросанных по одной орбите. Может быть, все они и есть обломки планеты, место которой занимают. Развалилась ли планета по собственной инициативе, или ей помогли, до сих пор неизвестно.

Следом за поясом помещается огромный Юпитер (317,83 m_з), потом Сатурн в шляпе, то есть с кольцом (95,15 m_з). После него не различимый простым глазом Уран (14,54 m_з), далее Нептун (17,23 m_з) и наконец маленький Плутон (0,017 m_з).

Планеты обычно разделяют на две группы: внутренние — Меркурий, Венера, Земля и Марс — твёрдые и не особо большие; и внешние — Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун — огромные газовые шары. Плутон по своим физическим свойствам можно отнести к внутренней группе, а по удалённости от Солнца — к внешней.

Движение планет вокруг Солнца описывается законами Кеплера. Эти законы математически выводятся из закона всемирного тяготения, хотя были сформулированы на основе наблюдений за движениями планет задолго до его открытия.

Первый закон Кеплера: Орбита каждой планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон Кеплера: Радиус вектор планет за равные промежутки времени описывает равные площади.

Третий закон Кеплера: Квадраты периодов обращения двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Плоскости эллиптических орбит всех планет лежат почти в одной плоскости (плоскости эклиптики). Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном и том же направлении — против часовой стрелки. Все планеты и Солнце вращаются в одном направлении вокруг своих осей. Расстояния планет до Солнца составляют некоторую прогрессию, определяемую правилом Тициуса – Боде (см. табл.3). Именно этот факт послужил стимулом для поиска новых планет.

 

Таблица 3

Планета	Расстояние до Солнца в а.е.
Меркурий	0,4
Венера	0,7
Земля
Марс	1,6
Пояс астероидов	2,8
Юпитер	5,2
Сатурн	10,0
Уран	19,6
Нептун	38,8
Плутон	77,2

Итак, в состав Солнечной системы входит Солнце, 9 больших планет вместе с 44 спутниками, более 100000 астероидов (малых планет), порядка 10¹¹ комет, а также бесчисленное множество метеорных тел. Закономерности движения планет в сочетании с делением их на две группы по физическим свойствам указывают на единое происхождение системы в целом.

Галактики, виды галактик

Звёздная система, в которую входит Солнечная система, называется Галактикой (от греч. млечный, молоко), отсюда её русифицированное название — Млечный Путь.

В общем случае, галактика — гравитационно связанная совокупность звёзд и межзвёздного вещества.

Межзвёздное вещество образуют межзвездный газ и пыль. Галактики бывают разной формы: эллиптические, спиралевидные и неправильные. Наша галактика имеет спиралевидную форму. Образовалась она примерно 10 – 13 млрд. лет назад, в её состав входит около 200 млрд. звёзд, суммарная масса всех звёзд ≈ 10¹¹ m_с. Лучшее время для наблюдения Млечного Пути в средних широтах северного полушария Земли — безлунные ночи июля, августа, сентября.

Видимый образ нашей Галактики — плоский диск (две перевёрнутые и сложенные краями тарелки), радиус которого приблизительно в 10 раз превышает его толщину. Диаметр Галактики примерно равен 85 000 св. лет или 8×10¹⁷ км, Солнце расположено в ней на расстоянии 25 000 св. лет, между двумя рукавами.

Ближайшие к нам галактики — спутники Млечного Пути — Большое и Малое Магеллановы облака. Магеллановы облака видны в южном полушарии, они имеют неправильную форму. Самой удалённой галактикой, видимой невооружённым глазом является галактика Андромеды, имеющая спиралевидную форму. Многие из галактик входят в состав галактических скоплений, а те в свою очередь, в состав сверхскоплений. Астрономы установили, что сверхскопления отделены друг от друга гигантскими пустыми пространствами. Внутри сверхскоплений есть пустоты размерами в миллионы световых лет, не содержащие галактик. Сверхскопления складываются в нити и ленты, придавая Вселенной в самом грандиозном масштабе губчатую структуру.