41. Строение и эволюция звезд.

Строение.

Звезда — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции.

Рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил. Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и световое давления, направленные изнутри, стремятся оттолкнуть его от центра. Так как звезда существует как устойчивое тело, то, следовательно, между борющимися силами есть какое-то равновесие. Для этого температура разных слоев в звезде должна устанавливаться такая, чтобы в каждом слое поток энергии наружу уводил к поверхности всю энергию, возникшую под ним. Энергия образуется в небольшом центральном ядре. Для начального периода жизни звезды ее сжатие является источником энергии. Но лишь до тех пор пока температура не поднимется настолько, что начнутся ядерные реакции.

Эволюция звезд.

Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили названия протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения - протозвезда превращается в обычную звезду. Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Когда весь водород в центральной области превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постоянно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Сжатие ядра приводит к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера расширяется. Звезда постепенно превращается в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды - белый карлик.

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, а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.

Звезда, масса которой более чем вдвое превышает массу Солнца, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия она, вероятно, способна превратиться в черную дыру.

42. Теория расширяющейся Вселенной. "Большой взрыв".

Расширяющаяся Вселенная

Сейчас вселенная расширяется. Но, если плотность вещества больше критической, то расширение может сменится гравитационным сжатием, и размеры вселенной вновь могут стать микроскопическими. Если же плотность вещества мала, то расширение будет происходить неограниченно.

Еще одним важным фактором, влияющим на расширение вселенной, является так называемый лямбда член. Этот параметр играет роль антигравитации. Если он действительно отличен от нуля, то вселенная расширяется ускоренно, то есть постоянная Хаббла со временем будет только расти. При таком положении вещей расширение уже не сменится сжатием.

В 1929 году Эдвин Хаббл впервые экспериментально обнаружил эффект "разбегания" галактик. Позднее появился физический закон, названный законом Хаббла. Согласно этому закону, красное смещение удаленных объектов пропорционально их расстоянию от наблюдателя. Красное смещение отвечает за скорость объекта относительно наблюдателя и, таким образом, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется.

Закон Хаббла сразу вызвал ряд физических предположений. Если сейчас вселенная расширяется, значит можно предположить, что когда то давно она было очень маленькой. Возможны размеры вселенной были меньше атомного ядра. По непонятной причине произошел Большой Взрыв, вследствие которого вся материя приобрела скорость и стала разлетаться, образуя то, что мы сейчас называем наша вселенная.

На сегодняшний день весь процесс расширения вселенной от большого взрыва до настоящего времен описан уравнениями Фридмана.

Большой взрыв

Большой взрыв — гипотетическое начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии. Одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям общей теории относительности, первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной.

По еще не выясненным причинам произошел большой взрыв. Этот непонятный по своим свойствам объект стал с огромной скоростью расширяться. Произошло рождение нашей Вселенной. В процессе расширения Вселенная остывала, плотность Вселенной уменьшалась, она меняла свои физические свойства.

Всего через минуту после большого взрыва образовались протоны и нейтроны и постепенно стало образовываться ядра гелия и дейтерия. Эти ядра еще нельзя было назвать атомами, так как существовавшие на тот момент электроны находились в свободном состоянии. Энергия вещества была столь велика, что все электроны непрерывно излучали и поглощали фотоны. Вселенная в то время была не прозрачна.

Вид Вселенной кардинально поменялся спустя 400 000 лет. В этот момент энергия уменьшилась настолько, что образовались атомы. Излучение перестало взаимодействовать с веществом и Вселенная стала прозрачна. Оставшееся излучение до сих пор наполняет Вселенную – сейчас оно называется реликтовое или фоновое излучение.

Согласно мнению ученых, такие процессы, как разделение единого взаимодействия на 4 вида, образование кваркглюонной плазмы, появление протонов и нейтронов, и некоторые другие происходили не постепенно, а почти мгновенно. Такие преобразования называются фазовыми переходами. Благодаря тому, что фазовые переходы происходили очень быстро, они оставляли после себя некоторые следы, такие как фоновое излучение после образования атомов. Именно поэтому нам удается обнаружить доказательства, подтверждающие теорию большого взрыва.