Представления современной астрономии



Мы поможем в написании ваших работ!


Мы поможем в написании ваших работ!



Мы поможем в написании ваших работ!


ЗНАЕТЕ ЛИ ВЫ?

Представления современной астрономии



 

В середине ХХ века в астрономии произошла научная революция, изменившая способы астрономического познания и астрономическую картину мира. В основе новой астрономии лежит открытие нестационарности Вселенной, приведшее к фундаментальному пересмотру представлений о мегамире. Произошел отказ от идеи единственности Вселенной, хотя эмпирического подтверждения представления о множественности вселенных пока нет. Создание квантовой механики и ОТО обеспечило переориентацию астрономии с изучения в основном механических движений космических объектов на изучение их физических характеристик (теории эволюции звезд, звездных систем и Вселенной в целом). Произошел отказ от классических представлений пространства и времени. Современная астрономия опирается на релятивистскую концепцию пространственно-временного континуума.

Радикально изменились методы наблюдения. В классической астрономии существовал один узкий канал получения информации – видимый свет (оптические телескопы). Новая астрономия стала всеволновой. Обнаружены новые типы космических объектов, основное излучение которых сосредоточено в неоптических диапазонах электромагнитных волн (радио-, инфракрасный, ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма-диапазоны). Например, рентгеновские телескопы предоставляют информацию о черных дырах, гамма-телескопы – о нейтронных звездах. Появилась нейтринная астрономия, изучающая ранние (дореликтовые) этапы эволюции Вселенной; гравитационная астрономия, изучающая структуру Вселенной. С 1962 года планеты и их спутники исследуются космическими аппаратами. Даже в оптической астрономии проектируются мощные телескопы с системой зеркал равноценных телескопам со сплошным зеркалом 100 м.

Но механика Ньютона не потеряла значения - расчеты движения планет и искусственных спутников осуществляются на ее базе.

Эволюция звезд

Наблюдаемая Вселенная – это мир галактик. Галактики – гигантские звездные системы, содержащие 107-1013 звезд. Они имеют размеры от нескольких десятков тысяч до 18 млн световых лет. Что они состоят не только из пыли, но и звезд стало ясно в 1920-е годы. Ближайшая галактика – Туманность Андромеды - находится от нас на расстоянии 1.5 млн световых лет. Расстояние до самой дальней наблюдаемой галактики – свыше 10 млрд световых лет.

Наша галактика – Млечный путь – диск с утолщением в центре диаметром 100 тысяч световых лет, толщиной – в 10-15 раз меньше. Состоит примерно из 200 млрд звезд. Ее возраст около 13 млрд лет. Центр галактики движется относительно реликтового фона со скоростью 500 км/сек. Солнце расположено на расстоянии примерно в 30 тысячах световых лет от центра галактики и вращается вокруг него со скоростью 200 км/сек. Млечный путь и Андромеда сближаются со скоростью 100 км/сек, что приведет к их слиянию.

Основные характеристики звезд . В звездах сосредоточено около 98% видимого вещества Вселенной. Сосчитаны и занесены в каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. Всего наблюдению доступно около 2 млрд звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 1022.

Самая близкая звезда Проксима Центавра находится на расстоянии 4.24 световых года,  не наблюдается с территории России и не видна невооруженным взглядом. Ее масса – 1/7 солнечной.

Основные характеристикизвезд - радиус R, светимость L, поверхностная температура (цвет) T, масса, химический состав. Максимальная масса звезд, по некоторым оценкам, 100-150 солнечных, минимальная – 0.05 (масса планеты Юпитер – 0.0001). Самые маленькие звезды имеют размер около 10 км, самые большие могут превосходить Солнце в 1000 раз. Самые горячие звезды имеют поверхностную температуру порядка 50 тысяч градусов, самые холодные – около 3000 (Солнце – 6000). Светимость может достигать несколько миллионов солнечных.

Для нормальной звезды (в которой протекают термоядерные реакции) справедлива формула: L ═4 πR ² σT 4, где σ – постоянная Стефана-Больцмана. Эмпирическая зависимость светимости (абсолютной звездной величины) от температуры (цвета или спектрального класса), установленная в начале ХХ века, получила название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. В нормальном состоянии, когда происходит реакция горения водорода (на диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезда находится на главной последовательности), звезда существует 90% своей жизни.

Возникновение звезд происходит из газово-пылевых туманностей под действием двух сил – гравитации, стремящейся сжать звезду, и силы давления газа, стремящейся расширить звезду. Период стабильности звезды означает, что эти силы равны.

В протозвезде гравитация растет и разогревает газ. Например, энергии гравитационного сжатия для поддержания светимости Солнца хватило бы на 30 млн лет. Когда температура достигает 8 млн градусов – включаются термоядерные реакции синтеза из водорода гелия He3, а при 10-15 млн - He4. Сжатие прекращается под действием светового давления и звездообразование завершается.

Юпитер излучает в 2.5 раза больше энергии, чем получает ее от Солнца. Это значит, что Юпитер разогревается за счет гравитационного сжатия, т.е. является протозвездой (он состоит из водорода и гелия в той же пропорции, что и Солнце). Но звездой не станет из-за недостаточной массы.

Эволюция звезд зависит от их массы и химического состава. Чем больше масса – тем короче жизнь. Теоретически рассчитанное время жизни самых массивных звезд – 3.5 млн лет, Солнца – 10 млрд лет. Звезды 1-го поколения состоят из 75% водорода и 25% гелия. В ходе быстрой эволюции массивных звезд 1-го поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном до железа), которые были выброшены в межзвездное пространство. Звезды последующих поколений формировались из вещества, содержащего 3-4% тяжелых элементов. Считается, что в настоящее время межзвездный газ состоит примерно из 67% водорода, 28% гелия и 5% остальных элементов. 85% тяжелых элементов возникло примерно 9-10 млрд лет назад. Солнце – звезда, скорее всего, 3-го поколения.

Звезды, по сути, термоядерные бомбы. Основателем теории термоядерных источников звездной энергии является немецкий физик Г.Бете (1939). Термоядерные реакции – ядерные реакции синтеза химических элементов при высоких температурах. Термоядерные реакции в звездах – это, прежде всего, реакции столкновения ядер легких элементов с протонами. Чем выше температура в недрах звезд, тем более тяжелые ядра могут участвовать в термоядерных реакциях, а значит, образовываться ядра более тяжелых химических элементов. Чтобы протон мог проникнуть в ядро (присоединиться к нему) ему нужно приблизиться на расстояние 10-13 см - тогда проявится сильное взаимодействие. Для этого положительно заряженный протон должен преодолеть силы электростатического отталкивания (кулоновский барьер). Он должен обладать энергией около 1000 кэВ. Таких протонов в звездах нет. Но благодаря туннельному эффекту вероятность преодолеть кулоновский барьер имеют даже протоны с энергией 20 кэВ. Эта вероятность очень мала (десятки миллиардов лет на протон), но протонов много, поэтому реакция идет с достаточной интенсивностью. Например, для поддержания светимости Солнца на настоящем уровне, водорода в нем хватило бы на 100 млрд лет.

Первый этап. Основная термоядерная реакция, являющаяся источником энергии нормальных звезд (включая Солнце), находящихся на стадии стационарного горения – превращение четырех ядер водорода (протонов) в одно ядро гелия (α-частицы). Выделяемая при этом энергия составляет 26.2 МэВ. Водородный цикл включается при температуре около 14 млн градусов. Вероятность одновременного соединения четырех протонов в ядро гелия ничтожно мала, поэтому водородный цикл может включать несколько разновидностей протон-протонных последовательностей.

Второй этап. После выгорания водорода в центре образуется гелиевое ядро, которое начинает коллапсировать - катастрофически быстро сжиматься (гравитационный коллапс). Температура ядра резко повышается и оболочка звезды разбухает. При этом температура внешних слоев падает и звезда переходит в стадию красного гиганта, постепенно теряющего верхнюю оболочку. Радиус красного гиганта превышает в 10 раз радиус Солнца, а светимость - в 104 раз.

 При массе звезды больше 0.5 массы Солнца температуры в центре звезды хватит для того, чтобы началась реакция горения гелия - синтез углерода. Три ядра гелия образуют ядро углерода. Постепенно гелиевое ядро преобразуется в углеродное.

Через 5 млрд лет на стадии красного гиганта радиус Солнца увеличится раз в 200 и сравнится с расстоянием от Земли до Солнца и тогда Земля вместе с Венерой и Меркурием испарятся. Каждые 1 млрд лет светимость Солнца увеличивается на 10%, поэтому уже через 1.1 млрд лет все океаны на Земле испарятся. На стадии горения гелия Солнце просуществует 100 млн лет и превратится из красного гиганта в белого карлика, состоящего из углерода.

На третьем этапе (если температура в ядре достигнет 100 млн градусов после гравитационного сжатия) начинает гореть углерод – синтезируется кислород. Углерод, взаимодействуя с ядром гелия, дает кислород. С горением углерода происходит резкое повышение температуры на один-два порядка (до нескольких миллиардов градусов) и звезда превращается в красный сверхгигант.

Сверхгиганты могут достигать 100 масс Солнца, радиуса – 1000 радиусов Солнца, светимости – 106 солнечных. Звезды с массой больше 10 солнечных масс сразу превращаются в сверхгиганты.

Образование новых элементов зависит от массы звезды. Кислород синтезируется в кремний, кремний – в железо. При 3-5 млрд градусах идут реакции образования химических элементов железного пика – титана, ванадия, хрома, железа, кобальта и др. Внутренним строением звезда в этом случае напоминает луковицу, каждый слой которой наполнен каким-либо одним элементом. Наиболее представлено железо. Но все термоядерные реакции с выделением энергии кончаются на образовании ядер железа. Возникновение элементов железного пика означает смерть звезды. Термоядерные реакции прекращаются, звезда резко сжимается и взрывается (вспышка сверхновой). Во время взрыва сверхновой образуются самые тяжелые химические элементы.

Разлетающаяся оболочка звезды бомбардируется вылетевшими из ядра звезды нейтронами, создавая набор элементов тяжелее железа. Включаются ядерные реакции с нейтронами (нейтронный захват), для которых электростатический барьер значения не имеет. Перегруженное нейтронами ядро оказывается нестабильным, нейтрон превращается в протон (бета-распад) и ядро превращается в изотоп следующего химического элемента. Образуются элементы с массовым числом больше 60. Нейтронный захват объясняет происхождение богатых нейтронами тяжелых элементов (урана, тория и др.) с массовым числом до 270.

По приблизительным оценкам, звезды с массой более 100 масс Солнца нестабильны. В них давление излучения может превысить силу гравитационного сжатия, в результате чего должен произойти колоссальный взрыв звезды (гиперновая), во много раз превышающий энергию сверхновых звезд.



Последнее изменение этой страницы: 2021-04-04; Нарушение авторского права страницы; Мы поможем в написании вашей работы!

infopedia.su Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Обратная связь - 3.236.110.106 (0.008 с.)