Реферат: Эволюция и строение галактики

В середине XIX столетия французский философ-идеалист Огюст Конт утверждал, что химический состав небесных светил останется навсегда неизвестным для науки. Однако вскоре ме­тодами спектрального анализа на Солнце и звездах были от­крыты химические элементы, известные на Земле.

В наше время изучение спектров позволило не только уста­новить химический состав звезд, но также измерить их темпера­туры, светимости, диаметры, массы, плотности, скорости враще­нии и поступательных движений, а также определить расстоя­ния до тех далеких звезд, тригонометрические параллаксы которых являются по малости их недоступными для измерений.

Физическая природа звезд весьма различна, а поэтому и их спектры отличаются большим разнообразием. Звезды, как и Солнце, имеют непрерывные спектры, пересеченные темными линиями поглощения, а это и доказывает, что каждая звезда есть раскаленное газовое тело, дающее непрерывный спектр и окруженное более холодной атмосферой.

Линии звездных спектров отождествлены с линиями извест­ных на Земле химических элементов, что служит доказатель­ством материального единства Вселенной. Все звезды состоят из одних и тех же химических элементов, преимущественно из водорода и гелия.

Причина большого различия звездных спектров определяет­ся не столько различием химического состава звезд, сколько различной степенью ионизации вещества звездных атмосфер, оп­ределяемой в основном температурой. Современная классифика­ция звездных спектров, созданная на Гарвардской обсерватории (США) по результатам изучения более чем 200 000 звезд, ос­нована на отождествлении принадлежности линий поглощения известным химическим элементам и оценке их относительной интенсивности.

При всем разнообразии звездных спектров их можно объеди­нить в небольшое число классов, содержащих сходные между собой признаки и постепенно переходящих один в другой с об­разованием непрерывного ряда. Основные классы гарвардской классификации обозначены буквами латинского алфавита О, В, А, F , G , К, М, образующими ряд, соответствующий уменьше­нию температур звезд. Для детализации спектральных показа­телей в каждом классе введены десятичные подразделения, обозначаемые цифрами. Обозначению А0 соответствует типич­ный спектр класса А; А5 обозначает спектр, средний между классами А и F; A9 — спектр, гораздо более близкий к F0, чем к А0.

В таблице приведены характеристики спектров, соответствующие им температуры и типичные звезды по каждому из спектральных классов.

Спектральный класс	Характеристика спектра поглощения	Температура поверхности	Типищые звезхы
0	Линии ионизованных гелия,	35 000°	К Орпона
(голубые звезды)	азота, кислорода и кремния
В	Линии гелия и водорода	25000°	Спика
(юлубовато-бслые
звезды)
А	Линии водорода имеют мак­	10000°	Сиричс
(белые звезды)	симальную интенсивность. За­
метны линии ионизованного
кальция. Появляются слабые
линии поглощения металлов
Р	Линии водорода ослабевают.	7500°	Проц: он
(желтоватые звезды)	Интенсивны линии нейтрально­
го и ионизованного кальция.
Линии металлов постепенно
усиливаются
0	Линии водорода еще более	6000°	Солные
(желтые звезды)	ослабевают. Многочисленные
линии поглощения металлов
К	Линии металлов очень интен­	4500°	Аркт-у-р
(оранжевые звезды)	сивны. Интенсивна полоса угле­
водорода СН. Слабые линии
поглощения окиси титана ТЮг
М	Линии нейтральных металлов	3500°	Бетел.-
(красные звезды)	очень сильны. Интенсивны по­	гейзе
лосы поглощения молекулярных
соединений

Кроме основных спектральных классов, существуют допол­нительные классы R, N, S немногочисленных звезд, температура которых ниже 3000°.

Приведенные в таблице температуры относятся к поверхностным слоям звезд, в недрах их господствуют температуры порядка 10—30 млн. градусов. Высокая температура обеспечи­вает протекание самопроизвольных ядерных реакций, т. е. про­цессов, рассмотренных ранее.

Цвет звезды зависит от ее температуры. Холодные звезды излучают преимущественно в длинных волнах, соответствующих красной части спектра, а горячие — в коротких волнах, пред­ставляемых фиолетовой частью спектра.

Человеческий глаз наиболее восприимчив к желто-зеленым лучам, и обычная фотографическая пластинка — к синим и фиолетовым лучам спектра. Вследствие этого при наблюдении звезд визуальным и фотографическим методами для одной и той же звезды получают различные звездные величины.

В астрономии цвет измеряют, сравнивая величины звезды, определенные визуально и по фотографиям, и оценивают его показателем цвета, который представляет собой разность фотографической и визуальной величин звезды:

Условно считают, что для звезд спектрального класса А 0 по­казатель цвета равен пулю. Показатель цвета более холодных звезд — величина положительная, так как они интенсивно из­лучают в длинных волнах, к которым наиболее чувствителен глаз. Показатель цвета горячих звезд — величина отрицатель­ная, поскольку их излучение по преимуществу коротковолновое, а фотопластинка наиболее восприимчива к синим и фиолетовым лучам.

Зависимости между показателями цвета и спектрами звезд устанавливаются эмпирически. Составляют таблицу, из которой по показателю цвета звезды приближенно определяют ее спек­тральный класс.

Основными факторами, определяющими количество излуча­емой энергии, являются температура и площадь излучающей поверхности звезды. Исследование спетимостей звезд привело к разделению их на две характерные группы: звезды-гиганты и звезды-карлики. Звезды-гиганты обладают высокой свети­мостью и большой площадью излучения (большим объемом), но имеют малую плотность вещества. Звезды-карлики характе­ризуются низкой светимостью, малым объемом и значительной плотностью вещества.

Различие между гигантами и карликами наиболее резко проявляется у звезд спектральных классов М и К, у которых разница в светимости достигает 9^m_ 10^m , т. е. красные гиганты в 5—10 тыс. раз ярче красных карликов. У желтоватых и желтых звезд классов F и G наряду с гигантами и карликами многочисленны также и звезды промежуточных светимостей.

Для характеристики светимостей звезд впереди прописной буквы их спектрального класса дополнительно пишутся малые буквы: g — для звезд-гигантов и d — для звезд-карликов. Ка­пелла gG0 — гигант класса G0, Солнце dG3 — карлик клас­са G3 и т. д.

СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О ВОЗНИКНОВЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

Раздел астрономии, в котором изучаются вопросы происхождения и развития небесных тел, называется космогонией. Космогония исследует процессы изменения форм космической материи, приводящие к образованию отдельных небесных тел и их систем, и направление их последующей эволюции. Космого­нические исследования приводят и к решению таких проблем, как возникновение химических элементов и космических лучей, появление магнитных полей и источников радиоизлучения.

Решение космогонических проблем связано с большими трудностями, так как возникновение и развитие небесных тел про­исходит столь медленно, что проследить эти процессы путем непосредственных наблюдений невозможно; сроки протекания космических событий так велики, что вся история астрономии в сравнении с их длительностью представляется мгновением. По­этому космогония из сопоставления одновременно наблюдаемых физических свойств небесных тел устанавливает характерные черты последовательных стадий их развития.

Недостаточность фактических данных приводит к необходи­мости оформлять результаты космогонических исследований в виде гипотез, т.е. научных предположений, основанных на на­блюдениях, теоретических расчетах и основных законах природы. Дальнейшее развитие гипотезы показывает, в какой мере она соответствует законам природы и количественной оценке предсказанных ею фактов.

Выводы космогонии, приводящие к утверждению материального единства Вселенной, закономерности совершающихся в ней процессов и причинной связи всех наблюдаемых явлений имеют глубокий философский смысл и служат обоснованием научного материалистического мировоззрения.

Возникновение и эволюция звезд являются центральной проблемой космогонии.

В наблюдаемой картине строения Галактики осуществляет­ся распределение звезд по их возрастам. Помимо шаровых и рассеянных звездных скоплений, в Галактике имеются особые группы звезд, однородных по своим физическим характеристи­кам. Они открыты акад. В.А. Амбарцумяном и названы звез­дными ассоциациями. Звездные ассоциации являются неустой­чивыми образованиями, так как составляющие их звезды с большими скоростями разбега­ются в различных направлениях. Этим определяется быстрый темп их распада и непродолжитель­ность времени существования, не превышающего нескольких мил­лионов лет. Поэтому наличие звезд в ассоциации свидетель­ствует об их недавнем возникно­вении, поскольку они еще не успели выйти из ассоциации и смешаться с окружающими звез­дами.

Исследование звездных ассоциаций привело акад. В.А. Амбарцумяна к выводу о том, что звезды Галактики возникли неодновременно, что образование звезд представляет собой не­законченный процесс, продолжающийся и в настоящее время, и что звездные ассоциации являются теми местами Галактики, в которых произошло групповое формирование звезд.

В современной космогонии по вопросу о возникновении звезд существуют две точки зрения: 1) звезды возникают в процессе распада сверхплотных тел, ведущего к уменьшению плотности вещества, и 2) звезды образуются в результате гра­витационной конденсации рассеяного вещества, сопровождаю­щейся увеличением его плотности. Однако результаты наблюде­ний не позволяют в настоящее время отдать предпочтение ка­кой-либо из них.

Согласно гипотезе, предложенной акад. В. А. Амбарцумяном звезды образуются из сверхплотной дозвездной материи, выбрасываемой при взрывах, происходящих в ядрах галактик. Ядра галактик содержат небольшие по размерам тела, на много порядков превосходящие по массе звезды, отличные по своей физической природе от звезд и диффузной материи. Эти сверхплотные тела, по-видимому, представляют собой новую форму материи, неизвестную современной науке. Распад сверхплотных тел — протозвезд приводит в дальнейшем к одновременному образованию звездных групп — ассоциации. Однако В.А. Амбарцумян не рассматривает механизма превращения протозвезд в звездные группы и скопления.

Гипотеза происхождения звезд из диффузной материи была разработана некоторыми американскими учеными и другими астрономамии Сжатие разреженной газово-пылевой среды под действием сил тяготения и магнитного поля Галактики приводит к образованию отдельных сгустков, представляющих собой протозвезды — глобулы. Продолжающееся сжатие протозвезды ведет к повышению давления и температуры веенедрах. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, там начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сопровождающееся выделением большого количества энергии.

С этого времени сжатие протозвезды прекращается, посколь­ку гравитационные силы уравновешиваются газовым и свето­вым давлением, сравнительно скоро протозвезда становится звездой главной последовательности диаграммы спектр-светимость. Период формирования звезды из диффузной материи зависит от массы первоначального сгущения и продолжается не более 100 млн. лет.

На главной последовательности звезда проводит большую часть времени своего существования, до тех пор пока не “вы­горит” водород в ее центральной части. Для звезды с массой, равной массе Солнца, это время составляет около 10 млрд. лет. Массивные горячие звезды излучают так много энергии, что их водорода хватает только на несколько миллионов лет. В период пребывания на главной последовательности звезда сохраняет почти неизменными радиус, температуру поверхности и светимость.