- •Введение
- •1. Естествознание. Определение и содержание понятия. Задачи естествознания
- •2. История развития естествознания
- •2.1. Этапы познания природы
- •3. Методология научных исследований
- •3.1. Понятие методологии и метода
- •3.2. Методы научного познания
- •3.3. Методы эмпирического и теоретического познания
- •4. Механика ньютона. Детерминизм лапласа
- •5. Волновая теория света. Концепция эфира
- •6. Специальная теория относительности. Основные идеи общей теории относительности
- •6.1. Проблема равноправия инерциальных систем отсчета и мирового эфира
- •6.2. Постулаты и основные следствия сто
- •6.3. Основные идеи общей теории относительности
- •7. Законы термодинамики. Энтропия
- •8. Корпускулярно-волновые свойства света
- •8.1. Развитие представлений о свете
- •8.2.Волновые свойства света
- •8.3. Квантовые свойства света
- •8.4. Универсальность корпускулярно-волнового дуализма
- •9. Принципы неопределенности и дополнительности
- •10. Вероятностные свойства микрочастиц. Принцип паули
- •11. Строение вещества
- •11.1. Понятие молекулы и химической связи
- •11.2. Развитие представлений о составе веществ. Законы стехиометрии
- •11.3. Развитие структурной химии
- •12. Основные представления о мегамире
- •12.1. Звезды, их характеристики, источники энергии
- •12.2. Галактики и метагалактики
- •12.3. Эволюция и разбегание галактик
- •12.4. Структура и геометрия Вселенной
- •12.5. Рождение и смерть звезд. Черная дыра
- •13.Теории возникновения жизни
- •14. Специфика живого
- •14.1. Предмет изучения, задачи и методы биологии
- •14.2. Свойства живого
- •14.3.Уровни организации живых систем
- •14.4.Управление и регулирование в живых системах
- •14.5. Концепция эволюции в биологии
- •15. Человек
- •15.1. Место человека в системе животного мира и антропогенез
- •15.2. Эколого-эволюционные возможности человека
- •15.3. Биосоциальные основы поведения
- •16. Биосфера и место человека в биосфере
- •17. Антропогенный фактор и глобальные экологические проблемы
- •17.1. Негэнтропийный взгляд на экологические проблемы
- •18. Концепция самоорганизации в науке
- •18.1 Основные понятия и принципы синергетики
- •18.2. Самоорганизация в неживой природе
- •18.3. Самоорганизация в социальных системах
- •19. Естествознание в мировой культуре
- •19.1. Проблема двух культур
- •19.2. Двойственный характер науки
- •Заключение
- •Оглавление
12. Основные представления о мегамире
Обычно полагают, что мегамир начинается с расстояний около 107 и масс 1020кг. Опорной точкой начала мегамира может служить Земля (диаметр 1,28×10+7м, масса 6×1021кг. Поскольку мегамир имеет дело с большими расстояниями, то для их измерения вводят специальные единицы: астрономическая единица, световой год и парсек.
Астрономическая единица(а.е.) – среднее расстояние от Земли до Солнца, равное 1,5×1011м.
Световой год– расстояние, которое проходит свет в течение одного года, а именно 9,46×1015м.
Парсек(параллакс-секунда) – расстояние, на котором годичный параллакс земной орбиты (т.е. угол, под которым видна большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно лучу зрения) равен одной секунде. Это расстояние равно 206265 а.е. = 3,08×1016м = 3,26 св. г.
Небесные тела во Вселенной образуют системы различной сложности. Так Солнце и движущиеся вокруг него 9 планет образуют Солнечную систему. Все планеты – остывшие тела, светящиеся отраженным от Солнца светом. В ясную ночь мы видим множество звезд, которые составляют лишь ничтожную часть звезд, входящих в нашу Галактику. Основная часть звезд нашей галактики сосредоточена в диске, видимом с Земли «сбоку» в виде туманной полосы, пересекающей небесную сферу – Млечного Пути. Часто говорят, что наша Галактика называется Млечный Путь (собственно, слово галактикапроисходит от греческого слова «галактос» – молочный, млечный).
Все небесные тела имеют свою историю развития. Возраст Вселенной равен 15…20 млрд. лет (иногда указывают среднее число – 18 млрд. лет). Возраст Солнечной системы оценивается в 5 млрд. лет, Земли – 4,5 млрд. лет.
12.1. Звезды, их характеристики, источники энергии
Более 90% видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд и процессов, протекающих в них, можно считать 1926 год - год выхода в свет книги А. Эддингтона«Внутреннее строение звезд».
Астроном - наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего солнца позволяет реально наблюдать процессы, происходящие на поверхности звезды. В отличие от планет, из-за огромных расстояний, атмосферных флуктуаций, т.е. нарушения однородности и спокойствия атмосферы и других причин нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Получается «ложное» изображение звезды, угловые размеры которой редко бывают меньше одной секунды дуги, а должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги. Поэтому звезда даже в самый большой телескоп не может быть полностью изучена. Можно измерять только потоки излучения от звезд в разных участках спектра.
Характеристики звезд. Основными характеристиками звезд являются:
масса,
радиус,
абсолютная величина, характеризующая ее светимость,
температура,
спектральный класс.
Одна из основных характеристик звезды - светимостьопределяется, если известна видимая величина и расстояние до нее.
Очень важную информацию о звездах, об их химических свойствах, температуре дает изучение спектровзвезд. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам.
В 1900 г. американский астроном Пикеринг ввел понятие спектрального класса звезды. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита O, В, А, F, G, К, М (знающие английский могут их легко запомнить с помощью шутливой мнемонической фразы: “O, Be A Fine Girl, Kiss Me”). Позднее перед классом А был добавлен класс W, а в конце добавлены дополнительные классы R, N, S. Эта система оказалась недостаточно точной, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей – подклассов (например: наше Солнце –это звезда класса G подкласса 2). Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности. Таким образом, Солнце, по сравнению с классами O, В, А, F имеет «небольшую» температуру, но в своем классе G – оно является довольно горячей звездой. По цвету звезды можно оценить ее температуру. Так, звезды красного цвета (М) имеют температуру поверхности около 4000 К. Оранжевые звезды имеют более высокую температуру. Желтое солнце (G) нагрето уже до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тыс. К видятся нам белыми и голубыми. Температуры звезд спектрального класса О достигают 40000 - 50000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет,характеризует и ее температуру.
Очень важными характеристиками звезды являются ее радиус и масса. Масса оценивается обычно в долях от массы Солнца, например, 1,2 Мс, т.е. в 1,2 раза больше массы Солнца.
Источником энергии звезд типа солнца является так называемая протон-протонная реакция – термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, которая протекает при высоких температурах (порядка 1013К). При таких температурах атомы теряют свои электронные оболочки и протоны (ядра водорода), благодаря так называемомутуннельному эффекту, сталкивается с другим протоном, преодолевая силы кулоновского отталкивания – потенциальный энергетический барьер, окружающий его. При столкновении один из протонов превращается в нейтрон и, таким образом, рождается ядро тяжелого водорода – дейтерия с высвобождением позитрона е+и нейтрино n. Далее, ядро дейтерия, соединяясь с протоном, образует ядро легкого изотопа гелия и гамма квант g. Окончательная реакция – слияние ядер легкого гелия и высвобождение двух протонов.