Происхождение и эволюция галактик и звезд

Министерство  образования и науки РФ

ГОУВПО  «Марийский Государственный Университет» 
 
 
 
 
 

Доклад на тему:

«Происхождение и эволюция галактик и звезд» 
 
 
 
 
 

           Выполнил:

         студент  гр. М-52   

            ФМФ,  Бурков Р.Ю.

Йошкар-Ол а

2012

     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.