Строение и эволюция звезд

1. Строение  и  эволюция  звезд

              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.

        Как и все тела в природе,  звёзды не остаются неизменными,  они рождаются, эволюционируют, и  наконец "умирают".Чтобы проследить  жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо  знать, как они возникают. В  прошлом это представлялось большой загадкой современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе. 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 1947 г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. 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.               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.  
С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько световых лет. Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды.

            Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры - размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд - их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды - Солнца - мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира.

         Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы - электроны, протоны, нейтроны - там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные в лабораториях. 
Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени.

        Звезда - раскалённый газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды. 
Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её недрах.

         Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения.

Лучи, испускаемые  звездой, получают свою энергию в  недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он "блуждает" многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду. 
Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно  отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно. 
Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10 млн градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн градусов для гигантских звёзд Температура в центре Солнца - около 15 млн градусов. 
При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью ионизовано. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле! - тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа.

        Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе, т. е. чем меньше его средняя молекулярная масса. Средняя молекулярная масса газа, состоящего из атомов водорода, равна 1, из атомов гелия - 4, натрия - 23, железа - 56. В ионизованном газе число частиц увеличивается за счёт электронов, а общая масса вещества сохраняется неизменной. Поэтому молекулярная масса ионизованного водорода будет 1/2 (две частицы: протон и электрон), ионизованного гелия - 4/3, натрия - 23/12 = 1,92, железа - 56/27 = 2,07. Таким образом, в звёздном веществе все химические элементы, за исключением водорода и гелия, имеют среднюю молекулярную массу, равную примерно 2

           Чем больше водорода и гелия по сравнению с более тяжёлыми элементами, тем ниже температура в центре звезды. Чисто водородное Солнце, например, имело бы температуру в центре 10 млн градусов, гелиевое - 26 млн градусов, а состоящее целиком из более тяжёлых элементов - 40 млн градусов. 
Чтобы получить представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массу звезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока для определённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимости не совпадут. Данный состав и считается близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. 
Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. При температуре 10-30 млн градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов. Не все возможные ядерные реакции годятся на роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды.

После длительных поисков было установлено, что звёзды большую часть своей  жизни светят за счёт совершающихся  в них преобразований четырёх  ядер водорода (протонов) в одно ядро гелия. Масса четырёх протонов больше массы ядра гелия, этот избыток массы и превращается в энергию в термоядерных реакциях. Такая реакция идёт медленно и поддерживает свечение звезды на протяжении миллиардов лет.

          Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается. Когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции - образуется звезда. 
Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается.

          Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда - голубой гигант - постепенно превращается в красный гигант. 
Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия кон-вективного ядра весь водород превратится в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн градусов и начнётся горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяжённая оболочка.

В дальнейшем ядерные реакции создают в  центре массивной звезды всё более  тяжёлые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишённое источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв - вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остаётся компактный объект - нейтронная звезда или чёрная дыра.

          Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвёздную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звёзд, рождающихся из межзвёздного газа, будет содержать уже больше тяжёлых химических элементов.

Срок  жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет. 
В звёздах-карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

             Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд лет 
 
 
 
 

2. Концепции  сциентизма  и  антисциентизма

В современной  культуре формируются две социокультурные  ориентации, которые, каждая со своей  стороны, специфически, по-разному  
осмысливают этот абсолютизированный образ науки, — сциентизм и антисциентизм.

          Возрастание роли науки и научного познания в современном мире, сложности и противоречия этого процесса породили две противоположные позиции в его оценке - Сциентизм и антисциентизм, сложившиеся уже к середине XX в. Сторонники Сциентизма утверждают, что "наука превыше всего" и ее нужно всемерно внедрять в качестве эталона и абсолютной социальной ценности во все формы и виды человеческой деятельности. Отождествляя науку с естественно-математическим и техническим знанием, Сциентизм считает, что только с помощью так понимаемой науки (и ее одной) можно успешно решать все общественные проблемы. При этом принижаются или вовсе отрицаются социальные науки как якобы не имеющие познавательного значения и отвергается гуманистическая сущность науки как таковой.

Сциентизм- мировоззренческая позиция, в основе крой лежит представление о научном знании как о наивысшей культурной ценности и достаточном условии ориентации человека в мире. Идеалом для Сциентизма выступает не всякое научное знание, а прежде всего результаты и методы естественного научного познания. В качестве осознанной ориентации сциентизм  утверждается в буржуазной культуре в конце 19 века, причём одновременно возникает и противоположная мировоззренческая позиция — антисциентизм.       Последний подчёркивает ограниченность возможностей науки, а в своих крайних формах толкует её как силу, чуждую и враждебную подлинной сущности человека. С. выдвигает науку в качестве абсолютного эталона всей культуры, тогда как антисциентизм всячески третирует научное знание, возлагая на него ответственность за различные социальные антагонизмы. Конкретными проявлениями сциентизмп служат концепции науки, развиваемые в рамках современной школ неопозитивизма,  тенденции, свойственные некоторым слоям бюрократии и научно -технической интеллигенции в современном  буржуазном обществе, а также устремления ряда представителей гуманитарного знания, пытающихся развивать социальное познание строго по образцу естественных наук. Позиции антисциентизма защищают некоторые направления современной буржуазной философии, а также некоторые представители буржуазной гуманитарной интеллигенции.

         Марксистская философия отвергает обе эти формы абсолютизации социальной роли науки. Подчёркивая исключит. роль науки в обществ. жизни, марксизм-ленинизм рассматривает её в связи с другими формами общественного сознания и раскрывает сложный, многообразный характер этой связи.