Галактики и их эволюция - Курсовая работа

По мере того как Земля открывала человеку большинство своих белых пятен, астрономы стали выходить в область новых и не исследованных территорий за пределами нашей маленькой планеты. Столетия мы были узниками Солнечной системы, считая звезды просто украшениями сферы, расположенной за планетами. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце - одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика. XX век принес новое открытие: наша Галактика-это еще не вся Вселенная. За самыми далекими звездами Млечного Пути находятся другие галактики, похожие на нашу и простирающиеся в пространстве до пределов видимости наших крупнейших телескопов.С позиций интересующих нас процессов первичный хаос во Вселенной означал всенаправленный выброс вещества из области сингулярности разнокалиберными по своей массе, скорости разлета, кинетической и вращательной энергии сгустками, плотность распределения вещества в которых по мере расширения объема Вселенной последовательно уменьшалась. Двигаясь по таким траекториям, вещество становится гравитационно-невесомым, а значит, перестает расходовать свою кинетическую энергию. С прекращением разлета вещества Вселенная стабилизирует свои размеры и переходит из стадии расширяющейся в стадию стационарной Вселенной. При этом важно иметь в виду, что веществу как первоисточнику кинетической энергии, в значительной мере принадлежала определяющая роль в распределении количеств кинетической энергии по различным областям единого эфирного тела Вселенной, которое (распределение) в силу уже отмеченной нами хаотичности разлета вещества характеризовалось весьма значительными отклонениями от равномерности. И наконец, все как один элементы единой механической системы Вселенной, будь то отдельные частицы, группы частиц, водородно-гелиевые облака, скопления и сверхскопления облаков, участвовали в общем вращательном движении Вселенной.Хотя сейчас принимается, что в ранней Вселенной газ расширялся в соответствии с релятивистской космологической моделью, идеи Джинса основывались на более простой ньютоновской модели Вселенной, где гравитационная неустойчивость возникает, когда сгусток более плотного вещества (называемый возмущением) становится достаточно малым и плотным. Согласно расчетам, в начале "эры вещества" джинсовская масса составляет около 105 солнечных масс, и, таким образом, в этот момент истории Вселенной возмущения с такими массами и больше (что включает все известные галактики) должны были стать неустойчивыми и сжаться. Среди них - возможное отсутствие баланса вещества и антивещества, тепловые неустойчивости, флуктуации, связанные с ионизацией и ее зависимостью от температуры и вариации распределения заряда. Если предполагается из соображений симметрии, что количество вещества во Вселенной было равно и равно сейчас количеству антивещества, то современное существование вещества и антивещества в изолированных областях во Вселенной, естественно, может быть результатом небольшого локального неравенства компонентов в ранней Вселенной после того, как вещество и антивещество отделились от излучения. Во время расширения Вселенной полная аннигиляция произойдет в тех областях, где количества вещества и антивещества равны, а там, где имеется исходный избыток одного из них над другим, часть вещества или антивещества останется.Еще не открыта галактика, о которой с уверенностью можно сказать, что она молода по сравнению с оценкой возраста Вселенной, и таким образом, нет объекта, наблюдаемого в стадии сжатия. Вместо этого надо исследовать те ключи к пониманию состояния среды до сжатия, которые можно извлечь из современных характеристик галактик и из их прошлого, наблюдая объекты на больших расстояниях. Гравитационный потенциал такого объекта достаточно велик, чтобы никакой физический процесс не мог остановить его коллапс в массивную черную дыру, и вычисления показывают, что за короткое по космическим масштабам время такой объект исчезнет. До того, как это произойдет, тепловая энергия (величина энергии движения частиц газа, т. е. температура) газового облака не зависит от радиуса, но после достижения критического значения плотности тепловая энергия при уменьшении радиуса начинает сильно возрастать. При другом критическом размере из газа конденсируются звезды, и начинается быстрый переход от газового облака к галактике, состоящей из звезд.Благодаря достижениям астрономии в 20 веке доступным для наблюдения стал не только звездный состав нашей Галактики, но и многочисленный мир других галактик, каждая из которых представляет собой гравитационно-обособленную систему из нескольких десятков (а порой превосходящих и сотню) миллиардов разнообразных звезд. Межзвездное пространство ряда галактик заполнено многочисленными газовыми и пылевыми облаками. Эволюционные процессы протекают в них очень медленно, почти замерли, и только в самых центральных областях этих галактик еще «продолжается жизнь», но зато в этих областях порой пробуждается такая активность, до

Содержание

Введение

1. Формирование галактик

2. Неустойчивость

3. Сжатие

4. Наблюдая эволюцию галактик

5. Типы галактик

6. Перерождение галактик

Заключение

Список использованной литературы

галактика звездный энергия

С древнейших времен людей интересовало, что же находится за горизонтом, и они отправлялись исследовать далекие и незнакомые земли. По мере того как Земля открывала человеку большинство своих белых пятен, астрономы стали выходить в область новых и не исследованных территорий за пределами нашей маленькой планеты. Сегодня исследователи Вселенной, используя современные телескопы и ЭВМ, продвигаются в направлении все больших расстояний в поисках предела Космоса - последней его границы.

Столетия мы были узниками Солнечной системы, считая звезды просто украшениями сферы, расположенной за планетами. Потом человек признал в этих крошечных светящихся точках другие солнца, настолько далекие, что их свет идет до Земли многие годы. Казалось, что космос населен редкими одинокими звездами, и ученые спорили о том, простирается ли звездное население в пространстве неограниченно или же за некоторым пределом звезды кончаются, и начинается пустота. Проникая все дальше и дальше, астрономы нашли такой предел, и оказалось, что наше Солнце - одна из огромного числа звезд, образующих систему под названием Галактика. За границей Галактики была тьма.

XX век принес новое открытие: наша Галактика-это еще не вся Вселенная. За самыми далекими звездами Млечного Пути находятся другие галактики, похожие на нашу и простирающиеся в пространстве до пределов видимости наших крупнейших телескопов. Грандиозные звездные системы - одни из самых потрясающих и наиболее изучаемых современной астрономией объектов.

Одна из задач современной астрономии - понять, как образовались галактики и как они эволюционируют. Во времена Эдвина Хаббла и Харлоу Шепли было заманчиво верить в то, что типы галактик соответствуют разным стадиям их развития. Однако эта гипотеза оказалась неверной, и задача реконструкции историй жизни галактик оказалась трудной. Самой же трудной оказалась проблема первоначального возникновения галактик.

Природа Вселенной в те времена, когда еще не существовали галактики, неизвестна, и приписываемые ей гипотетические характеристики в значительной степени зависят от выбираемой космологической модели. Большинство принятых в настоящее время космологических моделей предполагает общее расширение, начиная с нулевого момента времени (сразу же после которого Вселенная имеет исключительно высокие плотность и температуру). Физические процессы, описывающие первичный взрыв в этих моделях, могут быть довольно надежно прослежены до момента, когда плотность и температура становятся достаточно низкими, чтобы стало возможным образование галактик. Примерно один миллион лет потребовался для того, чтобы Вселенная расширилась и остыла настолько, что вещество стало играть в ней важную роль. До этого преобладало излучение, и сгустки вещества, такие как звезды или галактики, не могли образовываться. Однако, когда температура стала равной примерно 3000 К, а плотность около 1021 г/см3 (значительно меньше плотности земной атмосферы, но по меньшей мере в миллиард раз больше современной плотности Вселенной), вещество, наконец, смогло формироваться. В это время в достаточных количествах могли образовываться лишь атомы водорода и гелия.

Хотя можно представить несколько механизмов образования галактик из этого водородно-гелиевого газа, найти хотя бы одну модель, работающую в вероятных условиях ранней Вселенной, трудно. Очень мало предпосылок для образования галактик в расширяющейся Вселенной с однородным распределением температуры и вещества. В такой идеализированной Вселенной никогда не будет галактик. Существование галактик во Вселенной и видимое преобладание их как форм вещества говорят о том, что догалактическая среда никак не напоминала такое идеализированное газовое облако. Вместо этого должны были существовать какие-то неоднородности. Однако какого типа эти неоднородности и откуда они взялись?