Методическая разработка (стр. 15 )

МНОГООБРАЗИЕ ГАЛАКТИК
 Метагалактика - часть Вселенной, доступная современным астрономическим методам исследований - содержит несколько миллиардов галактик - звездных систем, в которых звезды связаны друг с другом силами гравитации.
 Существуют галактики, включающие триллионы звезд. Наша Галактика - Млечный Путь - также достаточно велика (в ней более 200 млрд. звезд). Самые маленькие галактики содержат звезд в миллион раз меньше. Помимо обычных звезд галактики включают в себя межзвездный газ, пыль, а также различные экзотические объекты: белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры.
 Ближайшими к нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магеллановы облака. Они относятся к самым крупным видимым на небе астрономическим объектам.
 Внешний вид и структура звездных систем весьма различны и в соответствии с этим галактики делятся на морфологические типы: эллиптические, спиральные, неправильные.

 Наша Галактика принадлежит к типу спиральных.
 Спиральная структура в нашей Галактике очень хорошо развита.
 Галактики редко наблюдаются одиночными. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов, либо в скопления галактик, в которых их насчитывается многие тысячи.
 В окрестностях нашей Галактики, в пределах полутора мегапарсек от нее, расположены еще около 40 галактик, которые образуют местную группу.
 Скопления галактик - это самые крупные устойчивые системы во Вселенной. Существуют и более протяженные образования: цепочки из скоплений или гигантские плоские поля, усеянные галактиками и скоплениями ("стенки"), но гравитация не удерживает эти системы, и они вместе со всей Вселенной расширяются.

СКРЫТАЯ МАССА
 Для современной астрономической картины мира принципиально важным оказалось то, что существуют космические объекты, от которых невозможно принять излучение. Их наличие удается установить только по их гравитационному воздействию на соседей. Невидимое вещество, проявляющее себя по взаимодействию с видимым посредством сил тяготения, в современной астрономии называют скрытой массой.
 Впервые о скрытой массе заговорили в 30-х годах XX века, когда швейцарский астроном Фриц Цвикки, измеряя по красному смещению скорости галактик из скопления в созвездии Волосы Вероники, получил, что скорости галактик гораздо выше расчетных. Он выдвинул гипотезу, что в скоплении присутствует невидимая, скрытая масса, которая и является причиной больших скоростей галактик. Согласно расчетам эта невидимая масса во много раз превышала массу видимую.
 Сегодня астрономы уверенно заключают: Вселенная в основном заполнена невидимым веществом. Оно образует протяженные гало галактик и заполняет межгалактическое пространство, концентрируясь к скоплениям галактик.
 Вопрос о природе скрытой массы далек от разрешения. Возможно, эта масса создается не открытыми пока элементарными частицами. Часть скрытой массы может заключаться в телах, состоящих из обычных атомов.

ИСТОРИЯ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
 В основе современной космогонии - гипотеза о происхождении Солнца и планет из единого холодного газово-пылевого облака - гипотеза И. Канта и П. Лапласа. Она получила развитие в трудах , О. Хойла и др и утвердилась в современной космогонии.
 Почти до конца 80-х годов нашего века раннюю историю нашей планетной системы приходилось "воссоздавать" лишь на основе данных о ней самой. И только к 90-м годам стали доступны для наблюдений невидимые ранее объекты - газопылевые диски, вращающиеся вокруг некоторых молодых звезд, сходных с Солнцем.
 Газопылевую туманность, в которой возникли планеты, их спутники, мелкие твердые тела, в космогонии называют протопланетным или допланетным облаком. Это облако имело уплощенную, чечевицеобразную форму, поэтому его называют еще диском.
 Ученые полагают, что и этот диск, и Солнце образовались из одной и той же вращающейся массы межзвездного газа - протосолнечной туманности.
 Наименее изучена в космогонии самая ранняя стадия происхождения Солнечной системы - выделение протосолнечной туманности из гигантского родительского молекулярного облака, принадлежащего Галактике.
 В 40-х годах академик выдвинул ставшую общепринятой гипотезу об образовании Земли и других планет из холодных твердых допланетных тел - планетезималей.
 Планетезималь (от англ. planet - планета и infinitesimal - бесконечно малый) - тело, представляющее собой промежуточную ступень формирования планеты из протопланетного газово-пылевого облака. Допланетный рой представлял собой сложную систему большого числа тел-планетезималей.
 Эволюция облака вела к тому, что в немногих крупных телах сосредоточивалась основная масса всего планетного вещества.
 Возраст Солнца насчитывает чуть меньше 5 млрд. лет.
 Возраст древнейших метеоритов почти такой же: 4,5-4,6 млрд. лет. Столь же стары и рано затвердевшие части Лунной коры. Поэтому принято считать, что Земля и другие планеты сформировались 4,6 млрд. лет назад. Тогда началась геологическая эволюция Земли.

СТРОЕНИЕ ЗВЕЗД.

НЕДРА ЗВЕЗД КАК ЕСТЕСТВЕННЫЙ ТЕРМОЯДЕРНЫЙ РЕАКТОР.

ПРОИСХОЖДЕНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ.

При знакомстве со спектральной классификацией звезд может возникнуть вопрос, имеют ли звезды одного и того же спектрального класса, а тем более подкласса одни и те же массы, размеры, светимости? Что на этот счет дают наблюдения?

Сравним две звезды: далекую, но яркую Бетельгейзе и одну из ближайших к нам звезд Лаланд 21185. Обе звезды относятся к одному и тому же спектральному подклассу М2. В то же время по светимости Бетельгейзе в 3000 раз превосходит Солнце, а звезда Лаланд 21185 в 200 раз уступает ему.

Огромная светимость Бетельгейзе обусловлена чрезвычайно большими размерами. Светоносная поверхность этой звезды превосходит по площади солнечную фотосферу в 100 000 раз! Бетельгейзе – красный сверхгигант.

Наряду с красными сверхгигантами встречаются белые и голубые сверхгиганты: Канопус (α Киля), Денеб (α Лебедя), Регул (α Льва), Ригель (β Ориона) и др. Однако сверхгиганты – это сравнительно редкие звезды. Гораздо больше гигантов, светимость которых уже не в десятки тысяч, а в сотни раз превосходит солнечную. Типичными гигантами являются Антарес (α Скорпиона), Спика (α Девы), Ахернар (α Еридана), Капелла (α Возничего) и др. Еще более многочисленными звездами являются такие, как наше Солнце. И наконец, больше всего звезд-карликов, светимость которых в сотни и тысячи раз уступает светимости Солнца. И все же мощность потока излучения даже звезд-карликов трудно себе представить – так она велика! Например, мощность Солнца составляет 3,6 · 10 Вт. Что же является источником такой огромной энергии? В науке этот вопрос решался параллельно с вопросом внутреннего строения и эволюции звезд.

Для решения столь сложной проблемы одной спектральной классификации звезд оказалось недостаточно, ведь в один и тот же спектральный класс попадают звезды весьма различной светимости.

В начале ХХ в. датский астрофизик Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел построили диаграмму, которую для краткости обозначают символом Г-Р. На диаграмме Г-Р по оси абсцисс строится шкала температур или спектральных классов звезд, а по оси ординат – либо шкала светимости, либо шкала абсолютных звездных величин. Обе эти характеристики служат координатами точки для каждой звезды.

Оказалось, что звезды неравномерно заполняют диаграмму, а попадают в определенные области, образуя так называемые последовательности. Все последовательности обозначены на рис. цифрами. Большинство звезд образует главную последовательность (1), вытягиваясь чуть изогнутой цепочкой от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему углу. Таким образом, главная последовательность начинается с голубых сверхгигантов и кончается красными карликами. К звездам главной последовательности относится и Солнце, светимость которого принимается за единицу. К верхней части главной последовательности слева примыкают звезды типа Вольфа-Райе (2). Под ними правее находятся горячие субкарлики (3). Еще ниже и правее расположена последовательность белых карликов (4). Правый верхний угол диаграммы занимают красные сверхгиганты (5). Ниже расположена последовательность красных гигантов (6), переходящая в последовательность субгигантов (7). Между гигантами и главной последовательностью располагаются две последовательности переменных звезд: цефеиды (8) и звезды типа RR Лиры. Эти звезды периодически меняют свой блеск – пульсируют, то раздуваясь, то сжимаясь.

Название “цефеиды” происходит от их типичного представителя δ Цефея. Блеск цефеид меняется от одной до трех звездных величин с периодом в несколько суток, который остается строго постоянным.

Следует отметить, что период изменения блеска цефеид пропорционален их светимости. В то же время они относятся к гигантам и сверхгигантам и видны на очень больших расстояниях. Именно поэтому их называют “маяками Вселенной”.

Переменные типа RR Лиры раньше называли коротко периодическими цефеидами. Их блеск меняется в пределах одной звездной величины с периодом от нескольких часов до 1,2 сут.

Под красными гигантами справа от главной последовательности находится последовательность звезд типа Т Тельца (10). Эти звезды характерны яркими эмиссионными линиями в спектре и беспорядочным изменением блеска.

До начала 30-х годов ХХ в. вопрос об источниках энергии звезд оставался неясным. Поэтому попытки создать теорию эволюции звезд основывались на общих соображениях о том, что всякий источник энергии не может быть бесконечным. Следовательно, каким бы он ни был, он рано или поздно должен себя исчерпать. Отсюда напрашивался вывод, что наиболее горячие звезды являются сравнительно молодыми. По мере расходования энергии они продвигаются по главной последовательности вниз и, постепенно остывая, достигают области красных карликов. В связи с этими соображениями спектральные классы 0, В и А стали называть “ранними”, а К и М “поздними” по отношению к классам F и G.