19. Звезды и их эволюция

Сущ точка зрения, что с самого начала протов-во, из кот впоследств обр-лась Вселенная, с гигантской скор начало расш-ся. На нач стадии это плотн в-во разлетелось во всех направл и представляло собой однородн бурлящ смесь неустойч, пост распадающ при столкновении частиц. Остывая и взаимодействуя на протяжен мил-ов лет, вся эта масса рассеянного в пр-ве в-ва концентрировалась в больш и малые газов обр-ния, кот в течение сотен миллионов лет, сближаясь и сливаясь, превращались в громадн комплексы. В них в свою очередь возникали более плотн участки – там в последствии и обр-лись звёзды и даже цел галактики. Галактика имеет довввольн сложн стр-ру. В перв, самом грубом, приближении можно считать, что звёзды и туманности, из кот она сост, заполняют объём, имеющ форму сильн сжат эллипсоида вращения. На самом деле всё обст гораздо сложнее, и нарисован картина является слишком грубой. В действ-ти разн типы звёзд по-разн концентрируется к центру Галактики и к её «экваториальной плоскости». С др стор, звёзды и звёздн скопления некот типов почти никакой концентрации к экваториальной плоскости не обнаруж, но зато хар-ся огромн концентрац в центре. Существ часть звёзд в Галактике нах-ся в гигантском диске диаметром примерно 100 тыс. и толщиной около 1500 световых лет. В этом диске насчитывается более сотни миллиардов звёзд самых различн видов. Наше Солнце – одна из таких звёзд, находящ на периферии Галактики вблизи её экваториальной плоскости. Галактика содержит и структурн детали гораздо больш масштабов. Звёзды и туманности в пределах Галактики движутся довольно сложным образом. Прежде всего они участвуют во вращении Галактики вокруг оси, перпендикулярной её экваториальной плоск-ти. Различн участки Галактики имеют различные периоды вращения. Звёзды оч сильно удалены друг от друга. (одно столкновение в миллион лет). Число звёзд в Галактике порядка триллиона. Самые многочисл из них – карлики с массами, примерно в 10 раз меньшими массы Солнца. Сущ также двойные и кратные звёзды, а также звёздн скопления –группы звёзд, связанных силами тяготения и движущиеся в пр-ве как единое целое. В различн созвездиях обнаруж-ся туманн пятна, кот в основном сост из газа и пыли – туманности. Но даже там, где не видно ни звёзд, ни туманностей, пр-во не пусто. Оно заполнено очень разреж межзвёздным газом и межзвёздной пылью. В межзвёздном пр-ве сущ различные поля (гравитац и магнитн). Галактику можно представить очень упрощённо в виде диска с ядром в центре и огромн спиральн ветвями, в основном содерж наиболее горяч и яркие звёзды и массивные газовые облака. Диск со спиральн ветвями образует основу плоской подсис-мы Галактики. А объекты, концентрирующ к ядру Галактики и лишь частично проникающие в диски, относ-ся к сферич подсис-ме. Сама Галактика вращ вокруг своей центр области. В центре Галактики сосредоточена небольшая часть звёзд. Поэтому при вращ Галактики с увеличением расстояния от центра изм-ся и угловая (убывает), и линейные (возрастает) скорости вращения Галактики. Галактики бывают эллиптич (эллипсоиды с разной степенью сжатости (красные гиганты)), спиральн (наша Галактика), неправильн (не имеют центральных ядер, в них не обнаружены закономерности). В ходе структурообразования во Вселенной возникли звёзды, горение кот поддерживается протекающими в их недрах реакциями нуклеосинтеза. в отличие от первичного он получил название звёздного нуклеосинтеза. Согласно совр представлениям, присутствующие в межзвёздной среде тяж эл-ты появились в звёздах типа красных гигантов. Жёлт карлики типа нашего Солнца поддерж своё состояние главным образом в результате ядерных реакций, названных водородн циклом. Так что звёзды этого типа не созд эл-ов тяжелее гелия. Красн гиганты обладают массой, в несколько раз превышающ солнечную, водород в них выгорает очень быстро. В центре, где сосредоточен гелий, их темп-ра достигает неск сотен миллионов градусов, что оказ-ся достат для протек р-ций углеродн цикла. В этом цикле три ядра гелия соедин-ся и образуют возбуждён ядро углерода. Оно в свою очередь может присоединить ещё одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, затем неона и так вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается и темп-ра в нём поднимается до 3-10 млрд. градусов. В таких условиях реакции объединения продолж-ся вплоть до обр-ния ядер железа. С 1963 года начались открытия звёздоподобных источников радиоизлучения – квазаров. Сейчас их открыто более тысячи. Самый яркий квазар, имеющий обозначение 3С 273, виден как звезда. В действительности этот квазар, находящийся от нас на расст около 3 млрд. Световых лет, излучает больше энергии в оптическом диапозоне, чем самые яркие галактики. Этот квазар оказался одним из самых мощных источников рентгеновского излучения. Блеск квазара не остаётся постоянным, что позволяет оценить размеры квазара. Они превышают размеры одного светового года. Следовательно, квазар больше обычных звёзд, но гораздо меньше нашей галактики. Квазары не похожи на обычные звёзды своими массами. Массы квазаров достигают многих миллионов солнечных масс.

Проблемы современной космологии