Шкала вселенной с эволюцией звезд типа солнца

Эволюция Солнца

Наше Солнце – типичный пример звезды, эволюционировавшей из звездной туманности 4,6 миллиарда лет назад. Но как выглядит рождение и развитие Солнца? Давайте внимательно изучим этапы солнечной эволюции.

Рождение и эволюция Солнца

Солнце и все ближайшие планеты начали свое существование в гигантском облаке молекулярного газа и пыли. Примерно 4,6 миллиарда лет назад это облако под воздействием внешних сил (гравитационного поля ближайших звезд или выброса энергии сверхновой) начало сжиматься. Во время сжатия внутренние силы газа и взаимодействие частиц пыли сформировали участки пространства с большей плотностью материи. Эти скопления позже дадут начало жизни бесчисленного количества звездных систем, в том числе и нашей.

В процессе сжатия скоплений из-за сил взаимодействия частиц наша будущая звезда начала вращаться. Центробежная сила создала большой шар материи в центре и плоский диск из пыли и газа ближе к краю новосозданной системы. Из центрального шара позже образуется Солнце, а из диска – планеты и астероиды. В течение первых ста тысяч лет после сжатия газового облака Солнце было коллапсирующей протозвездой. Это продолжалось пока температура и давление звезды не привели к воспламенению ее центральной части – ядра. С этого момента наша звезда превратилась в светило типа Т Тельца – очень активную звезду с сильным солнечным ветром. Со временем Солнце постепенно стабилизировалось и обрело свою теперешнюю форму. Так началась жизнь нашей ближайшей звезды, но это лишь первый этап эволюции Солнца.

Основной этап эволюции Солнца

Солнце в собственном развитии находится на основном этапе жизни, как и большинство звезд во Вселенной. В ее ядре ежесекундно 600 миллионов тонн водорода превращается в гелий и производится 4*1027 Ватт энергии. Этот процесс в ядре Солнца начался 4,6 миллиарда лет назад и не менялся с тех пор. Но запас гидрогена в звезде не безграничен: горючего светилу хватит еще на 7 миллиардов лет жизни.

Чем больше в звезде накапливается гелия, тем больше сгорает водорода. Следствием этого является больший выход энергии и увеличение яркости свечения. Вы едва ли заметите эти изменения в краткосрочной перспективе, но за последующий миллиард лет Солнце станет ярче на 10%. А это уже не обещает ничего хорошего Земле и другим планетам нашей системы.

Увеличение выхода энергии ядерного синтеза внутри Солнца за миллиард лет приведет к сильному парниковому эффекту на Земле, подобному тому, что происходит сейчас на Венере. Со временем влага, содержащаяся в атмосфере планеты, выветрится усиленным солнечным излучением.

Через 3,5 миллиарда лет Солнце будет ярче уже на 40%, чем сейчас. Температура на поверхности Земли увеличится настолько, что существование на ней жидкой воды станет невозможным. Океаны выкипят, и пар не задержится в атмосфере. Ледники растают, а снег останется лишь мифом давно забытых времен. Все условия для жизни на планете будут уничтожены безжалостным солнечным излучением. Наша голубая планета окончательно превратится в раскаленную высушенную Венеру.

Смерть звезды

Туманность Эскимос как наглядная картинка вероятной смерти нашего Солнца

Ничто не вечно. Это правило справедливо для всего: для нас, для нашего дома – Земли и для Солнца. Хоть конец Солнечной системы и не произойдет завтра и не выпадет на век кого-либо из живущих сегодня, когда-нибудь в далеком будущем звезда израсходует все топливо и отправится в последний путь, к забвению. Как же закончится развитие Солнца?

Примерно через 6 миллиардов лет Солнце израсходует все запасы водорода в ядре. После этого инертный гелий, накопившейся в ядре звезды, станет нестабильным и начнет коллапсировать под собственным весом. Вследствие этого ядро начнет нагреваться и уплотняться. Солнце начнет увеличивать свои размеры, пока не перейдет в стадию красного гиганта. Растущая звезда поглотит Меркурий, Венеру и, наверное, даже Землю. Но даже в случае, если наша планета уцелеет, жар от раскаленной звезды нагреет ее поверхность и превратит в настоящий ад для любой известной органической жизни.

Когда Солнце окончательно сгорит?

Последовательность ядерного синтеза внутри звезд

Смерть любой звезды, находящейся в стадии красного гиганта, не за горами. У Солнца будет еще достаточно температуры и давления, чтобы начать следующий этап ядерного синтеза: из гелия, который в этот раз будет топливом, синтезируется углерод. Этот этап займет около ста миллионов лет – до того момента, когда выгорит весь гелий. В конце оболочка станет нестабильной, и звезда начнет усиленно пульсировать. За весьма короткий промежуток времени эти пульсации выбросят в открытый космос большую часть атмосферы Солнца.

Когда от атмосферы недавнего гиганта ничего не останется, вместо большой и яркой звезды в пространстве повиснет белый карлик – небольшое, размером с Землю, светило из чистого карбона, по массе равное звезде. Алмаз размером с нашу планету будет еще долго светиться тепловым излучением, но этого недостаточно для ядерного синтеза. Со временем он остынет до температуры окружающей среды – пары градусов выше абсолютного нуля.

Так закончится жизнь нашего Солнца – одиноким алмазным постаментом.

Взорвется ли Солнце?

Крабовидная туманность — яркий пример остатка сверхновой

Нет ни одного реалистичного сценария, по которому Солнце бы взорвалось. Хоть нам она и кажется огромной, наша звезда невелика относительно невообразимо больших звезд, которыми полна Вселенная. Даже когда Солнце сжигает весь гидроген, она сначала растет, а потом уменьшается до размера небольшой планеты, медленно остывая триллионы лет.

Для того чтобы звезда взорвалась, ее масса должна значительно превышать массу Солнца. Если бы наша звезда была бы в десяток раз больше, тогда можно было бы говорить о взрыве. Сверхмассивные звезды после расходования водорода и гелия продолжают синтез более тяжелых элементов – вплоть до железа, синтез которого не сопровождается выделением энергии. Тогда внутреннее давление звезды, удерживавшее ее от воздействия гравитационных сил, исчезает, и звезда взрывается, выбрасывая в космос огромное количество энергии.

После взрыва от таких звезд остаются нейтронные звезды, которые быстро вращаются вокруг своей оси, или даже черные дыры.

Помните, масса Солнца слишком мала, чтобы когда-либо взорваться. И этого не произойдет, так что переживать не стоит.

Источник

Рождение и этапы эволюции звезд

Рождение звезд

Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.

В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд

Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.

С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.

С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.

Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.

Эволюция звезд с малой массой

Пройдя стационарный период, который соответствует фазе главной последовательности, звезда начинает терять свою стабильность, и дальнейшая судьба у нее может быть различной.

Рассмотрим случай звезды маленькой массы, то есть имеющей массу в 4—5 раз меньше солнечной. Ее особенность такова: в самых глубоких слоях отсутствует конвекция, то есть материя, из которой она состоит, не столь активна, как это, напротив, имеет место у звезд большой массы.

Это означает, что, когда водород в ядре начинает иссякать, реакция не перемещается к более верхним слоям, а продолжает происходить вокруг ядра, где водород очень медленно превращается в гелий.

Однако ядро гелия раскаляется, верхние слои звезды упорядочиваются, перестраивая свою структуру, а светило на диаграмме Герцшпрунга — Рессела медленно покидает главную последовательность. Плотность материи в центре звезды увеличивается, а вещество в ядре вырождается, то есть приобретает особую консистенцию, отличную от консистенции обычного вещества.

Планетарная туманность М27 Гантель: яркий «пузырь» – сброшенная оболочка звезды

Звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела смещается вправо, а затем вверх, двигаясь в область красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, а температура внешних слоев уменьшается благодаря эффекту расширения.

А вот температура ядра снижается, поэтому ядерная реакция уже не может идти из-за того, что температура недостаточна для синтеза гелия. Подобный синтез сопровождается так называемой вспышкой гелия. Звезда на диаграмме продолжает перемещаться вправо, в то место, где на оси абсцисс диаграммы находятся шаровые скопления.

В углеродном ядре температура растет до момента, когда, если звезда обладает достаточной массой, углерод начинает гореть, а затем взрывается. Происходит это или нет, во время последней стадии материя поверхности звезды теряет массу. Эта потеря может происходить на разных фазах или единовременно, когда верхние слои звезды стремятся наружу, образовывая большой шар.

В последнем случае образуется планетарная туманность, то есть сферическая оболочка материи, распространяющаяся в космос Ядро звезды, если при последующих сжатиях и расширениях оно испускает количество материи, превышающее 1,4 солнечной массы, становится белым карликом, из чего можно сделать вывод о ее медленном угасании.

Считается, что, поскольку охлаждение идет очень медленно, с рождения Вселенной ни один белый карлик еще не дошел до термической смерти.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых равна или меньше солнечной – звезда типа белый карлик.

Эволюция звезд с большой массой

У звезд с массой, превышающей солнечную в 5 раз, фазы сжатия и расширения повторяются несколько раз, всегда приводя к образованию тяжелых химических элементов. Во время этих нестабильных фаз звезда претерпевает последовательные изменения видимой звездной величины. В этих случаях говорят о переменной звезде.

Цефеиды представляют собой классический пример звезд, проходящих такие стадии эволюции.

Звезда приобретает каплевидную концентрическую структуру, внутри происходят последние фазы ядерных реакций. В частности, более легкие элементы сгорают в более высоких слоях, где температура ниже, тогда как более тяжелые пылают в центральной части ядра, где температура, напротив, имеет тенденцию к повышению.

У звезд с массой, превышающей солнечную в 5—9 раз, сгорание углерода и кислорода может происходить практически мгновенно. Если масса звезды еще больше, в ядре синтезируются такие элементы, как магний, неон, сера и кремний.

В чрезвычайных случаях термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока ядро звезды почти целиком не преобразовывается в железо. В этот момент цепная реакция прекращается, потому что она не может идти одновременно с плавлением железа. Таким образом, оказывается, что звезда израсходовала все свои запасы ядерного топлива и начинает сжиматься.

Нейтронная звезда – конечный продукт эволюции некоторых типов звезд

Если масса звезды не превышает 10 солнечных масс, последние фазы оказываются нестабильными, в разных слоях идут спонтанные ядерные реакции, которые могут привести к вспышке сверхновой. Тем временем взаимная нейтрализация протонов и электронов звездного ядра приводит к тому, что ядро полностью начинает состоять из нейтронов.

После взрыва поверхностные слои звезды разрушаются, а ядро быстро уплотняется, пока не становится несжимаемым. В этом случае сжатие звезды поддерживается. Остатки вещества становятся нейтронной звездой, которая стремительно вращается вокруг собственной оси, и она начинает наблюдаться как пульсар, из-за взрыва перемещающийся по космосу со скоростью в сотни километров в секунду.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную в 5-9 раз – нейтронная звезда.

Если масса звезды еще больше, давление гравитационных сил настолько велико, что нейтроны ядра вынуждены «пакетироваться» до невообразимой плотности, пока вещество не потеряет свою сущность.

В этом случае речь идет о необратимом гравитационном коллапсе, что приводит к образованию черной дыры.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 10 раз – черная дыра.

Источник

Шкала вселенной с эволюцией звезд типа солнца

Вселенная тоже была молодою,
И бился в груди ее пламень творения!
Как женщина, власть потеряв над собою,
Она отдавалась на волю мгновения.
И в огненной пляске Пространства и Времени,
Доверившись слепо неведомым силам,
Она разрешила от тяжкого бремени,
Даруя начало мирам и светилам…
Дыхание горячее Тайны Великой
Потоками квантов к тебе прикоснется,
И космос огромный чужой многоликий,
Сквозь мрак мироздания тебе улыбнется.
И тот, кто увидел улыбки той отблеск,
Кто вздрогнул на миг и застыл ослепленный,
Так будет всю жизнь, позабыв сон и отдых,
Искать ее снова в просторах Вселенной.
Б. Комберг

Урок 4/31

Тема: Происхождение и эволюция галактик и звезд

Цель: Рассмотреть понятие Космогонии. Возраст звезд, скоплений и галактик. Происхождение и эволюция галактик и звезд в зависимости от массы. Эволюция Солнца. Черные дыры. Замкнутость цикла. Шкала Вселенной.

Задачи:
1. Обучающая: ввести понятия: космологии, о взаимосвязи эволюции космической среды в Галактике с эволюцией звезд, замкнутости цикла в ходе эволюции.
2. Воспитывающая: распространить идею развития (эволюции) от конкретных небесных тел (звезд) к их системам и всей Вселенной. Акцентировать внимание учащихся на том, что в мире развивающихся тел и их систем существует замкнутый цикл материального мира, причем в пространстве между телами тоже есть материя (разреженное вещество, излучение, поля).
3. Развивающая: главное, что должно быть усвоено на уроке, – это то, что сила человеческого разума и мощь научных методов позволяют познавать окружающий мир. Формирование умений анализировать информацию, объяснять свойства космических систем на основе важнейших физических теорий, использовать обобщенный план для изучения последовательности эволюции и делать выводы.
Знать:
1-й уровень (стандарт) – понятие Космогонии, возраст звезд, скоплений и галактик. Происхождение и эволюцию звезд в зависимости от массы. Будущее Солнца. Черные дыры.
2-й уровень — понятие Космогонии, возраст звезд, скоплений и галактик. Происхождение и эволюцию звезд в зависимости от массы. Будущее Солнца. Черные дыры.

Уметь:
1-й уровень (стандарт) – определять эволюционный путь звезд в зависимости от массы.
2-й уровень — определять эволюционный путь звезд в зависимости от массы и показать эволюционные треки на диаграмме Г-Р, анализировать и систематизировать учебный материал, использовать обобщенный план для изучения хода эволюции, делать выводы.

Оборудование: Таблицы: диаграмма «спектр- светимость», эволюционные схемы, Д/ф «Происхождение и развитие небесных тел». CD- «Red Shift 5.1», коллекция ЦОР.

Межпредметные связи: физика (кинетическая энергия, спектральный анализ, термоядерный синтез, скорость света, элементарные частицы), обществоведение (материальность мира и его познаваемость, основные формы существования материи, движение материи, пространство и время в философии диалектического материализма).

1. Новый материал

Космогония — раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел. Современные научные космологические гипотезы — результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. Космология развивается исходя из гипотез, подтверждаемых наблюдаемыми фактами и позволяющие предсказать новые открытия. Эволюция — изменения объекта, происходящие в течение жизни: от рождение до стадии угасания. По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,73 ± 0,12 млрд. лет назад.
1. Происхождение и эволюция галактик.
Возникновение метагалактики
Вселенная
модель горячей Вселенной
Большой взрыв
Космологические модели
Хронология Большого взрыва.
Известные нам законы физики начали действовать с момента>в= 10 -43 с, когда стали существенными явления гравитации, квантования и релятивизма, характеризуемые соотношением гравитационной постоянной G, постоянной Планка ћ и скоростью света с, когда размеры Вселенной составляли R_в= 10 -31 м при плотности материи r _в=10 74 –10 94 г/см 3 с температурой Т_в = 1,3 × 10 32 К. С этого момента пространство и время обрели привычные нам свойства.
При расширении пространства температура и плотность среды уменьшались намного быстрее плотности вакуума. Отрицательное давление физического вакуума р = — р× с 2 породило явление взаимного отталкивания материальных объектов, обратное гравитации. Не имевшие ранее массы (как современные фотоны) частицы материи, стремительно поглощали чудовищную энергию порождавшего их вакуума. Инфляционная Мини-Вселенная была чем-то похожа на раздувающийся воздушный шарик: расстояние между всеми точками поверхности равномерно увеличивалось потому, что между ними возникало, увеличивалось само пространство. Мини-Вселенная не расширялась в каком-то внешнем по отношению к ней пространстве: само пространство возникало, увеличивалось внутри нее, «раздвигало» ее границы. Энергия распада «ложного вакуума» к моменту t_в = 10 -36 с полностью выделилась в форме рождения частиц материи с энергией до 10 25 эВ; инфляционное расширение Мини-Вселенной закончилась.
Сверхраскаленный «пузырь» Мини-Вселенной распался из-за внутренней нестабильности на множество мелких областей — метагалактик, каждая из которых обладала своим уникальным набором физических характеристик, зависящих от времени инфляционного расширения Мини-Вселенной и ее размеров. По мере расширения Метагалактики уменьшалась плотность ее материи и энергия излучения, температура среды падала пропорционально расширению пространства. При дальнейшем расширении Метагалактики температура упала ниже 10 9 К и синтез атомных ядер прекратился, поскольку энергии фотонов и других частиц стало недостаточно для протекания этих реакций. В период времени от 10 до 100 с с момента возникновения метагалактики закончилась аннигиляция («вымирание») электронно-позитронных пар.
Возникновению и сохранению сгустков содействовало то, что при наличии отдельных уплотнений в разных точках пространства на каждый протон или нейтрон приходилось разное количество переносящих энергию фотонов. С понижением температуры и плотности среды уменьшалась вероятность образования новых «возмущений плотности», а старые сгустки продолжали рассасываться. Через сотни тысяч лет уцелели лишь те сгустки, чья начальная масса была больше 10 5 — 10 6 М _¤ .
Через 10 12 с после Большого Взрыва началась эпоха рекомбинации — разделения вещества и излучения. Свидетель той поры — Реликтовое излучение в диапазоне от дециметровых до субмиллиметровых радиоволн, исходящее с почти одинаковой интенсивностью от любого участка небесной сферы. Красное смещение реликтового излучения z » 1000: за миллиарды лет расширения Метагалактики его температура понизилась с 4000 К до 2,725 К. На каждый атом вещества Метагалактики приходится свыше 100 млн. фотонов реликтового излучения; на каждый протон или нейтрон приходится около 10 8 g -квантов.
«Блины» массой до 10 14 М _¤ стали зародышами протогалактических скоплений. В их недрах происходили разнообразные тепловые и гидродинамические процессы, приводившие к распаду («дроблению») «блинов» на мелкие, отдельные, плотные облака газа массой 10 10 -10 12 М _¤ , из которых образовались протогалактики, преобразовавшиеся в галактики на протяжении последующего миллиарда лет. Большую роль в распаде «блинов» играла тепловая (термодинамическая) неустойчивость: области с повышенной плотностью вещества остывали быстрее своего окружения и сжимались не только под действием сил собственного тяготения, но и под давлением нагретого вещества из окружающего пространства.

История открытия Большого взрыва

• 1916 — вышла в свет работа физика Альберта Эйнштейна «Основы общей теории относительности», которой он завершил создание релятивистской теории гравитации.
• 1917 — Эйнштейн на основе своих уравнений поля развил представление о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Λ. (Впоследствии Эйнштейн назвал введение космологической постоянной одной из самых больших своих ошибок; уже в наше время выяснилось, что Λ-член играет важнейшую роль в эволюции Вселенной). В. де Ситтер выдвинул космологическую модель Вселенной (модель де Ситтера) в работе «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях».
• 1922 — советский математик и геофизик Ал. Ал. Фридман нашёл нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная космологическая модель, известная как решение Фридмана). Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой разлёт. Поскольку во Вселенной очень часто происходят процессы взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс — Большой взрыв.
• 1923 — немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге А. Эддингтона, опубликованной в том же году.
• 1924 — К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием.
• 1925 — К. Э. Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил, что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надёжными критериями их расстояния. О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Жоржа Леметра, опубликованной в этом же году.
• 1927 — опубликована статья Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Коэффициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Э. Хабблом в 1929. Леметр был первым, кто чётко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии — это не звёзды, а гигантские звёздные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.
• 1929 — 17 января в Труды Национальной академии наук США поступили статьи Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и Хаббла, называвшаяся «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.
• 1948 — выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно и повсюду во Вселенной, заполнив пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной — Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется — только сильно охлаждённым — и до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. У них получалось, что это очень низкая температура, близкая к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье (Physics Today, № 8, стр. 76) Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К.
• 1955 — Советский радиоастроном Тигран Шмаонов экспериментально обнаружил шумовое СВЧ излучение с температурой около 3K.
• 1964 — американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: и она оказалась равной именно 3 К. Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего расширения Вселенной. Теория Гамова была полностью подтверждена. В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский.
• 2003 — спутник WMAP с высокой степенью точности измеряет анизотропию реликтового излучения. Вместе с данными предшествующих измерений (COBE, Космический телескоп Хаббла и др.), полученная информация подтвердила космологическую модель ΛCDM и инфляционную теорию. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи (барионная материя — 4 %, тёмная материя — 23 %, тёмная энергия — 73 %).
• 2009 — запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью.

Эволюция звезд типа Солнца

По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M _¤ , называются коричневыми карликами, которые из-за слабого излучения обнаружить чрезвычайно сложно.
В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L _¤ . Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты, причины образования которых пока неизвестны.
Звезда . Ядро втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная реакция). Для звезд с M _¤ от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M _¤ необходимо всего 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца, температуры такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце рассеется.
Звезда на главной последовательности . Находится пока внутри происходит термоядерная реакция выгорания водорода в ядре, что зависит от массы. Время жизни самое долгое в эволюции. Для звезд разной массы: M=0,8M _¤ τ=20 млрд.лет, M=M _¤ τ=10 млрд.лет, M=1,5M _¤ τ=1,5 млрд.лет, M=2,0M _¤ τ=0,8 млрд.лет.
После того как звезда израсходует содержащийся в центральной части водород, гелиевое ядро начнет сжиматься, его температура повысится настолько, что начнутся реакции с большим энерговыделением (при температуре 2•10 7 К начинается горение гелия — составляет по времени десятую часть горения Н). В прилегающем к ядру слое, как правило, остается водород, возобновляются протон-протонные реакции, давление в оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко увеличиваются в размерах. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда начинает смещаться вправо – в область красных гигантов, увеличиваясь примерно в размере в 50 раз. Звезды скромных размеров, включая и Солнце, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку (до 30% массы — образуется планетарная туманность), превращаясь в белые карлики, имеющие массу, не превышающую 1,2 M _¤ , радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в миллион раз больше солнечной. Белый карлик продолжает слабо светиться еще очень долго, пока его тепло не израсходуется полностью, и он превратится в мертвого черного карлика.
Завершающие стадии эволюции красных гигантов

3. Возраст звезд и галактик

1) С помощью космического аппарата НАСА WMAP, запущенного 30 июня 2001г, курсирующего вокруг Солнца по орбите гравитационного баланса между Солнцем, Землей и Луной и собирающего сведения о фоновом микроволновом излучении, в 2005 году установлено:
а) Возраст нашей Галактики составляет 13,7 млрд.лет (точность 1%).
б) Вселенная состоит из:
— 4% атомов на которые распространяются известные законы электромагнетизма и гравитации;
— 23% занимает темное вещество;
— остальные 73% загадочная «антигравитация», побуждающая Вселенную расширяться.
2) Галактики начали образовываться через 100 млн.лет после Большого Взрыва и в последующие 3-5 млрд.лет сформировались и сгруппировались в скопления. Следовательно возраст самых старых эллиптических галактик около 14 млрд.лет.
3) Первые звезды появляются через 1млн.лет после Большого Взрыва, следовательно должны иметься звезды с возрастом около 14 млрд.лет.
4) Исследования самых старых шаровых скоплений, где звезды рождаются практически одновременно, показывает, что возраст звезд в них не менее 10 млрд.лет (население 2-го типа с низким содержанием элементов тяжелее Не). Скорее всего они образовались одновременно с галактиками.
5) Рассеянные скопления (звездные ассоциации) имеют возраст звезд 10-100 млн.лет (население 1-го типа звезд с высоким, около 3%, содержанием металлов). Процесс звездообразования идет и сейчас (например в туманности Ориона).

Дома: §31, вопросы стр. 181-182, СР№16

Источник