Звезды и их эволюция - Реферат

Таков, например, Млечный путь - наша Галактика, включающая сотни миллиардов звезд. В середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Галактик, состоящих из звезд, с планетными системами вокруг некоторых из них, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или гравитация. То же самое правило должно действовать в Галактике: звезды близкие к центру Галактики должны вращаться вокруг него гораздо быстрее звезд, находящихся на периферии. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра.В современном представлении пространство не есть однородное и изотропное пустое вместилище материальных объектов, как это предполагалось в классическом естествознании. Пространство взаимодействует с материальными объектами, находящимися в нем, и искривляется вблизи гравитирующих масс. Гравитационное поле искривляет четырехмерное пространство-время, и в упомянутой модели геометродинамики искривление пространства сложной топологии порождает все многообразие материального мира. По существу все модели происхождения Вселенной связаны с процессами самоорганизации материи, затрагивающими огромное множество явлений и процессов окружающего нас мира независимо от нас и по своим еще не до конца познанным законам. Более глубокий взгляд на все сущее в мире приводит к пониманию, что мир в целом вокруг нас является нелинейным, а классическая физика видела этот мир, как говорится, через линейные очки.

небесный звезда космический

С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен, однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок.

Звезды - это одна из основных форм вещества во Вселенной. В них сосредоточена большая часть вещества во вселенной. В основном звезды расположены в галактиках, вне галактик звезды редки.

Многие небесные «туманности», если смотреть на них в телескоп, также оказываются группами звезд. Таков, например, Млечный путь - наша Галактика, включающая сотни миллиардов звезд. До недавнего времени считалось, что в звездах сосредоточено почти все вещество Вселенной. В Солнечной системе, например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарную массу всех других тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Галактик, состоящих из звезд, с планетными системами вокруг некоторых из них, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или гравитация. Даже считавшиеся редкими двойные звезды, планеты, газовые и пылевые облака должны подчиняться этой великой силе. Но изучая распределение и движение звезд в окрестностях Солнечной системы и во всей Галактике, ученые открывали один неожиданный факт за другим.

В Солнечной системе действует правило: чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать в Галактике: звезды близкие к центру Галактики должны вращаться вокруг него гораздо быстрее звезд, находящихся на периферии. Однако, на самом краю Галактики звезды движутся также быстро, как близкие к центру. Это не соответствует законам Кеплера, механики Ньютона и, в конечном счете, закону всемирного тяготения. Чем пристальнее ученые следили за движением звезд, тем более странным оно выглядело. Группы звезд, которые должны разлетаться в разные стороны, как выяснилось, держатся вместе миллиарды лет. Некоторые звезды меняли направление своего движения в космосе без видимых причин, словно куклы-марионетки. Казалось, звезды перестали подчиняться силе тяготения. Кто-то невидимый оказался настоящим хозяином Вселенной. Как будто у звезд, источников света, появились тени. Прояснялась одна удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во Вселенной много и ярких объектов малой массы, и слабо светящих массивных тел.

Цель исследования: рассмотреть и охарактеризовать звезды как космические объекты, проанализировать их эволюцию.

Задачи исследования: 1. Рассмотреть классификацию и характеристики звезд.

2. Изучить внутреннее строение звезд.

3. Исследовать происхождение и эволюцию звезд.

Объект исследования: звезды как космические объекты.

Предмет исследования: эволюция звезд.

Методы исследования: анализ литературы, архивных материалов, документации, анализ статистических данных; метод экспертных оценок; изучение и обобщения опыта.

1.

Классификация и характеристики звезд

Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звездное небо было разделено на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времен Аристотеля (4 в. до н.э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звездное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды - это далекие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная звезда а в 1650 (италийский ученый Дж. Риччоли) - первая двойная. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трех звезд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский ученый М.В. Ломоносов, немецкий ученый И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звездной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В.Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трех близких звезд. В 60-х гг. 19 в. для их изучения применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А.А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звездах.

В начале 20 в., особенно после 1920, произошел переворот в научных представлениях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звездных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчеты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные результаты были получены немецкими учеными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учеными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учеными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским ученым С.А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования приобрели еще большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские ученые М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский ученый Ф. Хойл, японский ученый С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звезд (советские ученые Э.Р. Мустель, В.В. Соболев, американский ученый С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звездных систем (голландский ученый Я. Оорт, советские ученые П.П. Паренаго, Б.В. Кукаркин и др.).

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем.

Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца. Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например, к спектру В1.

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 3,8*1026 Вт. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10 пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10 пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около 5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину 6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например 10, 12 и т.д.

Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз.

Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр. Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.

По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности.

Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и звездных систем.

Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т.е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер.

Вращение звезд. Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему ее газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Изза быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звездных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезд возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях космического тела. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Зависимости между звездными параметрами.

Массы звезд заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2Ї10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определенными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах «спектр - светимость» (Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или «эффективная температура - светимость», и др. Почти все звезды располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство из них расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый ее конец образуют звезды класса О с температурами 30 000-50 000°, правый - красные звезды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т.е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности еще более ярких сверхгигантов Ia, I в и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г./см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).

2. Внутреннее строение звезд

Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение изучается путем построения теоретических звездных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех ее элементарных объемах - практически не меняется со временем, т.е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объема, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.

Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчетах звездных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звездного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой массой - почти во всем объеме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т.е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объема. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.

Звезды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяженную разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишенные оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нем энергия передается не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании звезды, не имеющей источников энергии.

Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звездных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звездных недр и внутреннее строение меняется.

3.

Происхождение и эволюция звезд

Под действием сил гравитации звезды конденсируются из межзвездной пыли и газа, сжимаются, разогреваются, и начинаются термоядерные реакции. Звезды, сжигая ядерное горючее, гибнут, взрываясь в виде сверхновых, или просто угасают, превращаясь в куски ядерного пепла. При взаимодействии гравита-ционых сил и радиационного давления наступает равновесие, и звезда стабилизируется и приобретает характерные для нее размеры и светимость. Чтобы проследить за эволюцией звезд, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко определить: собственную светимость и цвет, характеризующий температуру поверхности. Поэтому в этих координатах можно построить зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенные светимость и цвет, ее положение можно отразить точкой на этой диаграмме. Так как звезды изменяются со временем, то в течение «жизни» звезды представляющая ее точка передвигается по этой диаграмме; - описывая некую кривую. Таким образом, можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Динамика поведения звезды зависит только от двух факторов: массы вещества, из которого она конденсировалась, и состава вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать эволюцию звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т.е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга Рассела (рис. 1). Массивные звезды оказываются более горячими и яркими, менее массивные звезды - холодные и тусклые. Так как большую часть своей жизни звезда стабильна, диаграмма «цвет-светимость» для любой группы звезд представляет собой распределение точек вдоль главной последовательности.

Рисунок 1 - Главная последовательность звезд населения I, к которым относится Солнце (ТС - масса Солнца)

Однако на диаграмме наблюдают и отклонения от главной последовательности, что связано с начальным составом, массой звезды и ее переходом от одного типа к другому. Солнце перемещается вдоль главной последовательности уже 4,5 ? 109 лет и будет продолжать это движение еще около 5 ? 109 лет, а затем перейдет к последним этапам своей эволюции. Более массивные звезды проходят этот путь быстрее, поскольку они расположены на главной последовательности более высоко, и время прохожления цикла составляет ~ 107 лет. При уменьшении количества водорода внутри звезды она сжимается, что приводит к увеличению температуры и началу выгорания гелия. При превращении гелия в углерод выделяется большое количество энергии и поэтому светимость звезды возрастает. Темпы образования энергии приводят к росту радиационного давления на внешнем слое звезды и его расширению. В результате расширения газ охлаждается, излучаемый свет становится более красным и звезда резко смещается от главной последовательности (рис. 2).

Рисунок 2 - Диаграмма эволюции звезд населения I

Процесс расширения и покраснения идет до увеличения диаметра звезды в 200-300 раз, после чего она становится красным гиганюм, таким, как, например, звезда Бетельгейзе из созвездия Ориона. Эволюция нашего Солнца к стадии красного гиганта приведет к тому, что оно сначала сожжет Землю изза выделения огромного количества энергии при превращении гелия в водород, а затем в результате гигантского расширения поглотит ее останки. По расчетам астрономов до этого момента пройдет около 5 миллиардов лет. Время пребывания обычной звезды в виде красного гиганта составляет около 107 лет. Достигнув на этой стадии максимальных размеров, звезда быстро смещается влево на диаграмме «светимость цвет». Переход от красного гиганта до пересечения с главной последовательностью составляет примерно 1% от всего времени существования звезды (для Солнца - 100 миллионов лет.) В этот период у большинства звезд нарушается равновесие, и они начинают пульсировать, изменяя светимость. Их называют переменными звездами. К ним относятся также нестационарные пульсирующие звезды-цефеиды. Далее эволюция идет в зависимости от массы звезды. Если она меньше 1,4 солнечной массы («легкая» звезда), то при заканчивании ядерного горючего звезда на диаграмме «светимость-цвет» смещается вниз, а затем охлаждается и угасает, проходя через стадию неустойчивости, характеризуемую периодическими возрастаниями светимости. Такую звезду называют новой; она постепенно переходит в стадию белого карлика, еще более охлаждаясь, - в стадию красного карлика и наконец - в стадию черного карлика. Эволюция углеродно-кислородной звезды, масса которой больше 1,4 солнечной массы, кончается эффектным гигантским взрывом - рождением сверхновой звезды.

Астрофизики показали, что при возникающих в этом случае высоких давлениях и температурах образуются условия для образования нейтронов. В результате электроны, как бы «вжимаются» в ядра, исчезает электростатическое отталкивание и под действием тяготения нейтронное вещество коллапсирует, образуя сверхплотный шар нейтронной звезды. Он настолько плотен, что обычный распад нейтрона в нем оказывается запрещенным.

На основе изложенных выше положений постнеклассической физики можно сделать некоторые обобщения относительно эволюции звезд. В современном представлении пространство не есть однородное и изотропное пустое вместилище материальных объектов, как это предполагалось в классическом естествознании. Пространство взаимодействует с материальными объектами, находящимися в нем, и искривляется вблизи гравитирующих масс. Гравитационное поле искривляет четырехмерное пространство-время, и в упомянутой модели геометродинамики искривление пространства сложной топологии порождает все многообразие материального мира.

По существу все модели происхождения Вселенной связаны с процессами самоорганизации материи, затрагивающими огромное множество явлений и процессов окружающего нас мира независимо от нас и по своим еще не до конца познанным законам. Синергетика в этом отношении помогает нам осознать, что материальный и духовный мир - это мир самоорганизующихся систем, мир нелинейных процессов, мир кооперативных явлений. Более глубокий взгляд на все сущее в мире приводит к пониманию, что мир в целом вокруг нас является нелинейным, а классическая физика видела этот мир, как говорится, через линейные очки. Расширяя границы нашего знания, мы не должны «навязывать» природе свои законы, может быть, удобные и понятные нам, но еще не значит - правильные. Используя не опровергнутые физические законы, разрабатывая новые модели, мы приходим на новом витке знаний к пониманию того, что наш мир холистичен и познавать его надо с этих позиций.

Что касается физики Вселенной, то можно сказать, что в настоящее время мы имеем о ней некоторые представления, накопили много сведений о конкретных физических явлениях, но тем не менее ощущается, что вопросов больше, чем ответов. Однако возможность поставить важный и правильно сформулированный вопрос означает шаг по пути в познании законов природы, так как ученые начинают понимать, в каком направлении двигаться и как искать эти ответы. Несомненно, в будущем будут получены ответы, в том числе и на те вопросы, которые кратко обсуждались в учебнике, но, естественно, возникнут новые фундаментальные проблемы. Как сказал Дж. Уиллер, «мы живем на острове знаний, окруженном морем нашей неосведомленности. По мере того, как наш остров расширяет свои границы, прилегающая к ним область непознанного тоже расширяется». Тем не менее в этом - сущность научного познания мира, в том числе и на основе физики. В этом и очарование как физики, так и других наук.

1. Бабушкин, А.Н. Современные концепции естествознания / А.Н. Бабушкин. - М.: Норма, 2009. - 487 с.

2. Горбачев, В.В. Концепции современного естествознания / В.В. Горбачев. - М.: ООО «Издательский дом «ОНИКС 21 век»: ООО «Издательство «Мир и Образование», 2010. - 592 с.

3. Грушевицкая, Т.Г. Концепции современного естествознания: Учебное пособие для вузов / Т.Г. Грушевицкая, А.П. Садохин. - М.: ЮНИТИ-ДАНА, 2010. - 670 с.

4. Дыбов, А.М. Концепции современного естествознания. Учебное пособие / А.М. Дыбов, В.А. Иванов. - Ижевск: Издательский дом «Удмуртский университет», 2007. - 320 с.

5. Хорошавина, С.Г. Концепции современного естествознания: Курс лекций / С.Г. Хорошавина. - Р.-на-Д.: Феникс, 2005. - 511 с.

6. Шкловский, И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть / И.С. Шкловский. - М.: Просвещение, 1984. - 277 с.

Размещено на .ru