Биологический каталог




Лекции по экологии

Автор О.В.Богданкевич

мы до нее долетим, а через 100 тыс. лет по дороге подлетим к звезде Проксима в созвездии Центавра.

Туманность Андромеды отстоит от нашей галактики на расстояние всего 1,8 млн световых лет. Максимальные расстояния до самых удаленных от нас галактик, которые определяются при помощи современных астрофизических приборов, составляют несколько миллиардов световых лет, а что дальше, мы пока не знаем. Если считать, что после Большого взрыва материя разлеталась с почти световыми скоростями, то часть ее улетела на 15-20 млрд световых лет.

Большая (по космическим масштабам) концентрация пыли и газа вблизи центра нашей галактики не позволяет нам увидеть, что происходит в ее центре, с помощью оптических телескопов.

Однако достижения радиоастрономии за последние 30-40 лет, особенно после создания малошумящих квантовых усилителей радиоволн и огромных радиотелескопов, позволили нам заглянуть в центр нашей галактики, который находится в направлении зодиакального созвездия Стрельца.

2 О. В. Богданкевич

На рис. 3.2 приведено изображение ядра нашей галактики, полученное с помощью радиотелескопа. Размеры изображения: примерно 1 градус дуги. Цифрами указаны линии равной интенсивности радиоизлучения в относительных единицах.

В последние годы появились гипотезы, что ядро нашей галактики представляет собой огромную черную дыру. О том, что такое черная дыра, мы поговорим чуть позже.

Цифрами указана относительная интенсивность радиоизлучения

Рис. 3.2. Изображение ядра нашей галактики

Звезды в нашей галактике движутся по круговым галактическим орбитам, но с разными скоростями. Галактика не вращается, как целая система. В соответствии с законами Кеплера гравитационное поле галактики является центрально симметричным (хотя этот факт не вполне очевиден в силу неоднородного распределения массы вещества в пространстве). Почти все звезды галактики имеют небольшие (по сравнению с орбитальными), нерегулярные (пекулярные) перемещения относительно центра. Период обращения Солнца по своей галактической орбите — примерно 200 млн лет.

По своим массам звезды отличаются не очень сильно, не более чем в 10 раз, но по своим размерам, а следовательно — по плотности и спектрам свечения различия очень существенны.

Из результатов изучения спектров поглощения межзвездного газа следует, что в галактике и ближайших окрестностях Солнца вещество распределено примерно поровну между массами звезд, межзвездным газом и мелкими частицами пыли.

Блеск (интеграл по спектру излучения), т.е. яркость звезд, измеряется в звездных величинах. По определению две звезды отличаются друг от друга на пять звездных величин, если по видимому блеску они отличаются в 100 раз. Нетрудно убедиться, что если яркость звезд отличается на одну звездную величину, то их яркость отличается в 2,512 раза.

Под абсолютной светимостью, или абсолютной звездной величиной, астрономы понимают полную мощность, излучаемую звездой. Светимость звезды обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца: L = 3, 86 х х 1026 Вт.

Солнце расположено гораздо ближе к Земле, чем любая звезда, поэтому оно кажется гораздо более ярким, чем все другие звезды. Для того чтобы исключить фактор расстояния, астрономы используют понятие абсолютной звездной величины. Абсолютная звездная величина определяется как видимая звездная величина, которую звезда имела бы, если бы находилась на расстоянии 10 пс от Солнечной системы. 1)

В 1911 г. немецкий астроном датского происхождения Эйнар Герцшпрунг нанес на график светимости звезд в зависимости от их показателя цвета свечения (спектра). Построенные таким образом графики показали, что для подавляющего большинства звезд их абсолютные светимости (т. е. полная мощность излучения в оптическом диапазоне) и их спектры, т. е. температуры поверхности, имеют вполне определенную связь. Несколько позже к аналогичным результатам пришел американский астрофизик Рассел.

г) Параллакс — это изменение угловых координат звезды при измерении их через промежуток времени, равный 0,5 года. При этом Земля, двигаясь по своей орбите вокруг Солнца, перемещается по диаметру на одну астрономическую единицу. Чем дальше звезда, тем меньше ее параллакс. Расстояние до звезды, при котором параллакс равен 1 угловой секунде, называется «парсек».

ям, звезды образуются при гравитационной конденсации огромных облаков межзвездной пыли и газа, которые распределены в пространстве очень неравномерно.

Этот процесс происходит и сейчас, преимущественно в спиральных рукавах галактики вблизи ее экваториальной плоскости, где концентрация межзвездной пыли существенно выше, чем на периферии.

Образовавшиеся флуктуации плотности межзвездного газа и пыли начинают медленно уплотняться под действием гравитационных сил и постепенно нагреваются в соответствии с газовыми законами. Поле гравитации потенциально и, следовательно, при движении масс в нем выделяется потенциальная энергия. Таким образом, поле совершает работу.

Эти пока еще холодные сгустки материи, называемые протозвездами, излучают радиоволны. Это радиоизлучение, имеющее природу космических мазеров, возникает при возбуждении холодного газа инфракрасным излучением более разогретой центральной области рождающейся звезды.

Постепенно газ внешней области протозвезды разогревается и она оказывается в верхнем правом углу диаграммы «цвет светимость». Светимость таких образований может в сотни тысяч раз превышать светимость Солнца, так как их размеры могут быть сравнимыми с размерами Солнечной системы, а в соответствии с законами излучения черного тела, полная излучаемая энергия пропорциональна поверхности. Это область красных гигантов. Время существования протозвезды в таком состоянии зависит от ее полной массы и (по космическим масштабам) сравнительно небольшое.

Массивные протозвезды, массы которых в десятки раз превышают массу Солнца, под действием сильного гравитационного поля быстро конденсируются. Их центральные области сильно разогреваются и в их недрах начинают протекать термоядерные реакции, которые поддерживают температуру звезды в течение длительного времени. Звезда «садится» на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Положение звезды на главной последовательности определяется первоначальной массой газопылевой туманности, из которой она родилась.

Для звезд типа Солнца время существования в таком состоянии, пока не выгорит весь водород, может достигать 5 15 млрд лет. Все зависит от элементного состава первичного протооблака и доли в нем водорода. Сейчас Солнцу примерно 4,5-5 млрд лет, тогда как Вселенной и нашей галактике — около 15-20 млрд лет. Это означает, что Солнце и ее планетная система являются, скорее всего, объектами второго или третьего поколения галактической материи. Что это означает, мы рассмотрим чуть позже.

В первом столбце табл. 3.1 указаны спектральные классы звезд от ВО до К5. Цифра в обозначениях спектральных классов обозначает один из 10 спектральных подклассов, на которые разбит данный класс.

Звезды существенно массивнее Солнца образуют класс голубых гигантов (звезды спектрального класса О и В). Они могут находиться на главной последовательности всего несколько миллионов лет, так как температура и давление в их недрах существенно выше, чем на Солнце, поверхность существенно больше и, согласно закону Стефана Больцмана, они теряют очень много энергии на излучение.

По мере выгорания водорода в центральных областях звезды температура ее поверхности постепенно понижается и звезда перемещается по главной последовательности вправо.

Этот процесс представлен в табл. 3.1, где масса, радиус и светимость выражены в солнечных единицах.

Как видно из таблицы, время довольно спокойной эволюции звезд сильно зависит от их масс. После того как в центральной области весь водород превратится в гелий, температура и давление внутри звезды падают, так как прекращаются термоядерные реакции, и ядро звезды начинает сжиматься и разогреваться под действием гравитационных сил. На периферии горение водорода продолжается, так как там меньше гравитационное сжатие, давление, температура и, следовательно, скорость термоядерных реакций.

Оболочка звезды раздувается. Звезда сбрасывает свою оболочку. Поверхность, а следовательно, и абсолютная светимость звезды возрастают и звезда сходит с главной последовательности, опять превращаясь в красного гиганта. Процесс этот происходит очень быстро. Буквально за несколько дней светимость звезды увеличивается на 13 звездных величин, то есть в 157000 раз, а потом довольно медленно уменьшается.

Такие звезды называются новыми и вспыхивают в галактике довольно часто, примерно 100 раз в год. Но на этом эволюция звезд не заканчивается. Дальнейшая судьба звезды зависит от ее первоначальной массы. Если масса звезды не превышает примерно 1,2 массы Солнца, то оболочка довольно быстро остывает, постепенно рассеивается в пространстве, люминесцируя под воздействием ультрафиолетового излучения еще горячего ядра. Само ядро будет постепенно остывать, сжиматься под действием гравитационных сил и превратится сначала в белого, а потом в черного карлика. Процесс остывания белых карликов длится сотни миллионов лет.

Гравитационные силы сжимают их все больше и больше и в конце своей эволюции они превращаются в плотные образования, представляющие собой вырожденный газ. Их радиусы сравнимы с радиусом Земли R = 6,3 х х 108 см, а массы — с массой Солнца М = 2 • 1033 г. Плотность вещества таких карликов достигает значений р = ЗМ/(4тгЯ3) = 2 • 106 г/см3.

Именно такая судьба ожидает Солнце. Произойдет это не очень скоро. Хотя оценки этого времени сильно разнятся в разных моделях внутреннего строения нашего светила. Особенно это зависит от внутреннего строения и элементного состава солнечного ядра и от его температуры и запаса ядерного горючего.

При дальнейшем остывании вырожденный газ конденсируется в Бозе-жидкость.

Если считать, что Солнце примерно ровесник своей планетной системе (почему это так, мы обсудим несколько позже), то вот уже 5 млрд лет оно более или менее спокойно «сидит» на главной п

страница 6
< К СПИСКУ КНИГ > 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30

Скачать книгу "Лекции по экологии" (1.97Mb)


[каталог]  [статьи]  [доска объявлений]  [обратная связь]

п»ї
Rambler's Top100 Химический каталог

Copyright © 2009
(20.07.2017)