Строение и эволюция Вселенной

Особенности и методы исследования Вселенной. Под Вселенной чаще всего понимают «все сущее», т.е. весь существующий материальный мир, пространственные и временные границы которого неизвестны. Ту часть Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений, принято называть Метагалактикой. Установлено, что Метагалактика изотропна, т.е. в этой «видимой» области Вселенной ее свойства не зависят от пространственного направления. Поэтому параметром Метагалактики является ее радиус, который с момента изобретения телескопа непрерывно увеличивается. В настоящее время астрономы регистрируют объекты Вселенной, находящиеся на расстояниях от нас порядка (6…8) млрд. световых лет ¹.

Отметим, что, исследуя те или иные объекты Вселенной, можно изучать только их прошлое, причем, чем более удаленные от нас объекты становятся доступными для наблюдения, тем в более глубокое прошлое удается заглянуть. Другими словами, увидеть строение и структуру всей Метагалактики в какую-либо определенную эпоху ее истории принципиально невозможно. Если разбить объем Метагалактики на множество концентрических слоев, то каждый слой мы можем видеть лишь таким, каким он был в соответствующий исторический промежуток времени. При осмыслении результатов астрономических исследований становится очевидной и наглядной неразрывная связь пространства и времени. Символичным отражением этой связи является использование для оценки больших расстояний такой единицы измерения как световой год. (Другими единицами измерения расстояний, используемыми в астрономии, являются астрономическая единица ² и парсек ³).

Астрономия как наука о строении и развитии космических тел и систем зародилась еще в глубокой древности. Задолго до наступления новой эры с высокой точностью были определены продолжительность года, период чередования фаз Луны, периоды движения видимых глазом планет, период повторяемости солнечных затмений. В честь семи светил (Солнце, Луна и пять планет), перемещающихся на фоне неподвижного звездного неба, были установлены 7 дней недели. Был определен путь Солнца по т.н. большому кругу небесной сферы, названному эклиптикой, расположенные вдоль этого круга 12 созвездий получили названия зодиакальных.

Первым астрономом мира, взглянувшим на небо в телескоп, по-видимому, является Г. Галилей, построивший в 1610 г. несколько телескопов и совершивший множество астрономических открытий. Долгое время астрономы использовали лишь оптические телескопы, поэтому удавалось исследовать лишь те объекты Вселенной, которые излучают свет. Лишь с середины ХХ века астрономия, по образному выражению российского ученого И. Шкловского, стала всеволновой. Сначала были созданы радиотелескопы, затем, как только стало возможным выносить приемники излучения за пределы земной атмосферы, появились рентгеновские телескопы и гамма-телескопы.

Космологические положения во все времена составляли основу научного мировоззрения. В течение полутора тысячелетий вершиной теоретической астрономии и ядром сложившейся естественнонаучной картины мира являлась геоцентрическая система мира. Лишь в середине XVI в. польский астроном Н. Коперник, совершил полный переворот в астрономии, положивший начало перевороту в науке в целом.

Основу классического мировоззрения составляли следующие космологические положения:

• Вселенная бесконечна в пространстве и времени, ее бесконечность в пространстве гармонично соответствует вечности во времени.

• Основным законом, который управляет движением и развитием небесных тел, является закон всемирного тяготения.

• Количество звезд, звездных систем и планет во Вселенной бесконечно велико.

• Каждое небесное тело проходит длительный путь развития, при этом на смену угасающим звездам появляются новые.

• Рождение и гибель отдельных миров не изменяют облик структуры Вселенной, которая является стационарной.

Основы современной (релятивистской) космологии были заложены в трудах А. Эйнштейна по общей теории относительности. Космологические воззрения, составляющие ядро современной научной картины мира, сформированы благодаря усилиям многих ученых – астрономов, физиков и астрофизиков – А. Фридмана, В. Слайфера, Э. Хаббла, Г. Гамова, А. Пензиаса, Р. Вильсона, С. Хокинга, Я. Зельдовича, и др.

Основные космогонические гипотезы. Модель горячей расширяющейся Вселенной. Космология (буквально - наука о космосе) – это учение о Вселенной в целом, ее рассматривают и как часть астрономии, и как самостоятельную науку. В современном представлении Космос – это все то, что находится за пределами земной атмосферы, однако изначальное значение греческого слова Космос было другим. Древние греки Космосом называли порядок, гармонию, противоположностью Космосу был хаос, т.е. беспорядок. Поэтому термин «космология» представляется весьма удачным названием науки, которая направлена на поиск закономерностей, позволяющих рассматривать Вселенную как упорядоченное целое. Другая наука о Вселенной – космогония, в отличие от космологии является более узкой областью знаний, в рамках этой науки рассматриваются лишь проблемы происхождения, возникновения Вселенной и входящих в нее космических тел.

Первые попытки объяснить происхождение Солнечной системы с научной точки зрения были предприняты в XVIII в.. В 1755 г. И. Кант изложил разработанную им гипотезу происхождения планет Солнечной системы из первоначальной туманности, вращающейся вокруг Солнца. Независимо от Канта близкую по смыслу космогоническую гипотезу в 1796 г. сформулировал известный французский физик и математик П. Лаплас. Центральная идея гипотезы, вошедшей в науку как гипотеза Лапласа- Канта, заключается в том, космические тела образуются путем постепенного сжатия первоначально равномерно рассеянного в пространстве диффузного вещества (космической пыли) под действием сил гравитации. Согласно этой гипотезе, в процессе эволюции Вселенной, происходит уплотнение вещества, сопровождающееся повышением температуры – гравитационная энергия преобразуется в кинетическую и тепловую.

Современная космогония допускает формирование звезд, планет и других космических тел в соответствии с гипотезой Лапласа-Канта, но лишь на относительно поздних этапах эволюции Вселенной. Исходное же вещество Вселенной, из которого впоследствии сформировались все космические тела, в соответствии с современными представлениями, образовалось на более ранних (дозвездных) стадиях ее эволюции в процессе расширения и фрагментации первоначально сверхплотного и сверхгорячего ядра. Процесс расширения в отличие от процесса гравитационного сжатия сопровождался уменьшением температуры и плотности материи с течением времени.

В основе гипотезы первоначального сверхплотного ядра, которой соответствует модель горячей расширяющейся Вселенной, выдвинутая в 1946 г. американским физиком Г. Гамовым, лежит представление о т.н. Большом Взрыве, с которого, согласно этой гипотезе, 12…18 млрд. лет назад и началась история Вселенной. Начальное сверхплотное состояние материи, из которого, как предполагается, возникла и развилась Вселенная, чаще всего называют сингулярным. Это состояние через ничтожно малую долю секунды (порядка 10^-43 с) после Большого Взрыва характеризуют следующими значениями параметров: плотность – 10⁹³ г/см³, температура – 10³² градусов. Важнейшим пунктом гипотезы Большого Взрыва, которая в настоящее время считается почти общепризнанной, является нестационарность Вселенной. Сама же идея о расширении Вселенной имеет долгую и сложную историю.

Великий Эйнштейн, подобно Ньютону, считал Вселенную статичной, но он считал ее конечной и безграничной. В ОТО он предсказал, что подобная конечная и статичная Вселенная без границ (подобно поверхности Земли) возможна, но только не в трех измерениях, а в четырех. Для объяснения стационарности Вселенной Эйнштейну пришлось ввести в свои уравнения гипотетическую отталкивающую силу, действие которой проявлялось лишь в космологических масштабах. Эйнштейн считал эту отталкивающую силу необходимой для преодоления гравитационных сил притяжения, которые в противном случае должны были бы привести к коллапсу конечной и статичной Вселенной.

В 1927 году бельгийский священник и математик Ж. Леметр обнаружил новые решения уравнений Эйнштейна, допускавшие расширение Вселенной без необходимости существования космологической силы. Позже он узнал, что эти решения были найдены пятью годами раньше него российским физиком и математиком А. Фридманом. Именно Фридман первым обратил внимание на это следствие общей теории относительности Эйнштейна, т.е. на то, что искривленное пространство не может быть стационарным, оно должно либо расширяться, либо сжиматься. А в 1929 году ставший впоследствии знаменитым американский астроном Э. Хаббл установил, что, чем дальше находится галактика, тем быстрее она отдаляется от нас, именно это открытие затем и было положено в основу модели расширяющейся Вселенной.

Первым т.н. красное смещение⁴ в спектрах излучения⁵ других галактик обнаружил другой американский астроном – В. Слайфер. Еще в 1917 г. (в этом году А. Эйнштейн предложил свою модель конечной Вселенной) он опубликовал результаты многолетних исследований спектров 41 туманности (термин «галактика» в те годы еще не использовался). и В 36 случаях им было обнаружено красное смещение спектральных линий, которое в дальнейшем было объяснено эффектом Доплера и связано с удалением других галактик от Млечного Пути.

Э. Хаббл установил всеобщую закономерность “разбегания” галактик. Сформулированный им закон гласил, что скорость удаления произвольной галактики v прямо пропорциональна расстоянию dдо нее: v = Hd. Коэффициент пропорциональности Н в этом уравнении получил название постоянной Хаббла, величину этой постоянной важно знать по двум причинам. Зная Н и определив величину красного смещения излучения какого либо далекого космического объекта, астрономы определяют расстояние до этого объекта. Кроме того, в рассматриваемой модели расширяющейся Вселенной величина 1/Н, имеющая размерность времени, используется для оценки времени, прошедшего с момента Большого Взрыва. Если предположить, что наблюдаемая картина разлета галактик имела место и в сколь угодно далеком прошлом, то, зная Н, можно оценить радиус космологического горизонта R, а значит и возраст Вселенной. Полагая, например, что Н» 2∙ 10^-18 с^-1 (около 62 км/с∙ Мпк), получим R» с/Н» 15 млрд. световых лет.

Считается, что закон Хаббла является следствием расширения Вселенной после Большого Взрыва, который и привел к созданию пространственно-временного континуума. Красное смещение спектральных линий излучения далеких галактик, которое тем значительнее, чем дальше от нас находится светящийся объект, доказывает расширение наблюдаемой части Вселенной (Метагалактики). Модель расширяющейся Вселенной является по своей сути эволюционной, так как в ней сегодняшнее состояние и наблюдаемая структура Вселенной связываются с ее предысторией. Одновременно это означает, что 15 млрд. лет назад вся Вселенная была сосредоточена в очень малой области, называемой сингулярной точкой (сингулярностью) или “ядерной каплей”.

Г. Гамов пришел к идее о горячем начале Вселенной в процессе разработки теории происхождения химических элементов из нейтронной среды. Сегодня считается доказанным, что элементы тяжелее гелия не могли быть синтезированы в процессе Большого взрыва, их синтез происходит в звездах. Однако сам гелий, который по распространенности во Вселенной уступает только водороду, и суммарная масса которого составляет треть всей массы Вселенной, согласно современным воззрениям был синтезирован в дозвездной стадии ее эволюции. По одной из версий весь этот гелий образовался в течение двух первых минут существования Вселенной.

Первая стадия эволюции Вселенной согласно модели Большого взрыва была универсальной в том смысле, что всю материю охватывал единый процесс развития, в ходе которого увеличивался объем Вселенной при соответствующем уменьшении плотности материи и ее температуры. На этой стадии (в процессе непрерывного преобразования излучения в вещество и вещества в излучение) рождались и аннигилировали пары частиц вещества и антивещества. В какой-то момент по причинам, которые пока в полной мере не выяснены, возникла асимметрия, число частиц превысило число античастиц, и вещество стало накапливаться. Возник тот набор элементарных частиц и легких ядер (водород, дейтерий, тритий, гелий), который и являлся в дальнейшем строительным материалом при образовании галактик и звезд.

Постепенно вещество во Вселенной начинает преобладать над излучением и происходит его отделение от излучения, после чего Вселенная становится прозрачной для излучения. Вторая стадия эволюции Вселенной – галактическая и звездная, на этой стадии согласно рассматриваемой модели сначала (через 1-2 млрд. лет после Большого взрыва) образуются галактики и их скопления, затем внутри галактик образуются звезды, в недрах которых в результате различных термоядерных реакций образуется весь набор химических элементов, включая самые тяжелые.

Одним из наиболее весомых аргументов в защиту гипотезы о горячем начале Вселенной явилось обнаружение космического микроволнового фонового радиоизлучения, которое впоследствии по предложению И. Шкловскогобыло названо реликтовым. В 1965 г. американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вильсон обнаружили избыточный радиошум, свойства которого не зависели от направления. И интенсивность, и спектральный состав этого фонового излучения не изменялись при изменении пространственной ориентации антенной системы радиотелескопа. На основании того, что источники этого радиоизлучения невозможно обнаружить, был сделан вывод, что его природа не связана с галактиками или звездами, и что это излучение возникло на догалактической стадии, когда вся Вселенная представляла собой однородный раскаленный шар. Существенно, что наличие во Вселенной подобного фонового излучения было предсказано Г. Гамовым еще в 1946 г. По его предположению, это излучение состоит из фотонов, высвобожденных после того момента, когда в процессе расширения и остывания Вселенной ее материя разделилась на атомы и фотоны.

Строение и структура Вселенной. Галактики. Наша Галактика - Млечный путь. В ясную темную ночь на видимой половине неба невооруженным глазом можно увидеть от 2-х до 3-х тысяч звезд. Все эти звезды принадлежат нашей галактике – галактике Млечного Пути, в которой по современным оценкам насчитывается несколько сотен миллиардов звезд. Одной из рядовых звезд в составе Млечного Пути является Солнце.

Кроме звезд на небе можно увидеть слабо светящиеся размытые пятнышки, которые долгое время называли туманностями. Сначала предполагалось, что это небольшие облака газа и пыли, находящиеся неподалеку от нас. Однако оказалось, что в большинстве случаев эти туманности представляют собой огромные звездные системы, подобные нашей Галактике, но находящиеся на очень больших расстояниях от нее. Эти звездные системы были названы галактиками (от греческого слова «галактос», что означает «млечный»).

Галактики являются основными структурными элементами Вселенной. Э. Хаббл, одним из первых исследовавший десятки ближайших к нам галактик, установил, что они не во всем похожи друг на друга, и выделил три основных типа – спиральные, эллиптические и неправильные галактики. Галактика Млечного Пути относится к наиболее распространенному типу спиральных галактик. В дальнейшем тексте для краткости и в отличие от остальных галактик будем называть ее Галактикой (с заглавной буквы).

В строении Галактики можно выделить три главных структурных элемента – диск, сферическую оболочку (гало), и корону. Основная часть ярких звезд Галактики сосредоточена во внутренней области, форму которой интерпретируют как линзу или как диск. Диаметр этого диска составляет примерно 30 кпк (100 тысяч световых лет), а средняя высота – 5 кпк. Солнце находится в диске (вблизи средней диаметральной плоскости) на расстоянии от центра, составляющем около двух третей радиуса (примерно 10 кпк). Светящаяся полоса Млечного Пути на небосводе – это и есть видимый нами изнутри диск Галактики.

Форму гало чаще всего считают сферической, однако она ближе к эллипсоиду, большая полуось которого близка к радиусу диска, а малая составляет приблизительно три четверти этого радиуса. Население гало - это преимущественно старые и слабые по блеску звезды, газ и пыль в гало практически отсутствуют. Плотность звезд гало нарастает при приближении к центру Галактики, суммарные массы диска и гало приблизительно равны. Диск и окружающее его гало погружены в очень разреженную корону – третий главный элемент структуры Галактики. Согласно современным представлениям, радиус короны в 5-10 раз больше радиуса галактического диска. Корона не содержит светящихся звезд, а ее масса (по имеющимся оценкам она в 5-10 раз превышает суммарную массу звезд Галактики) – это и есть т.н. «скрытая масса».

Ближайшая к нам гигантская галактика - Туманность Андромеды, как и наша Галактика, относится к спиральным, суммарная масса всех звезд Андромеды примерно в 1, 5-2 раза больше массы звезд нашей Галактики. Галактики, лишенные спирального узора, обычно не имеют и дисковой составляющей. Их сферическая составляющая всегда (вследствие вращения) в той или иной степени сплюснута, поэтому такие галактики называют эллиптическими. Звезды в этих галактиках подобны звездам гало нашей Галактики. У самых крупных эллиптических галактик общая масса звезд примерно в 10 раз больше, чем у Галактики, эти галактики имеют и невидимые короны большой мaccы. Встречаются во Вселенной и карликовые эллиптические галактики, часто являющиеся спутниками крупных галактик. Так, у нашей Галактики есть 7 таких карликовых галактик-спутников.

Спутниками Галактики являются также две неправильные галактики – Большое и Малое Магеллановы облака. Неправильными галактиками называют бесструктурные звездные системы, не имеющие явно выраженной формы. Они выглядят клочковатыми облаками молодых ярких звезд и диффузного вещества. Массы неправильных галактик обычно невелики – порядка 10⁶…10⁹ солнечных масс.Почти все галактики сгруппированы в различного рода группы и скопления, насчитывающие от нескольких единиц до нескольких тысяч членов. Относительно малочисленные галактические образования называют группами, более крупные образования – скоплениями и сверхскоплениями.

Таким образом, в Метагалактике наблюдается сложная иерархия астрономических структур – звезды, галактики, скопления и сверхскопления галактик, и, наконец, ячейки. Систем более крупных, чем ячейки, в Метагалактике не обнаружено. Это означает, что Вселенная, рассматриваемая в очень больших масштабах, является бесструктурной. Именно в этом смысле распределение вещества в ней считают однородным: число галактик в любом объеме пространства Метагалактики с размером 3∙ 10²⁴ м и больше одинаково. Понятно, что одинаковой при этом должна быть и средняя плотность вещества во всех подобных объемах. Величина этой плотности, составляющая примерно 2∙ 10^-31 г/см³, характеризует только видимое, светящееся вещество галактик. Если же учесть еще и невидимые короны галактик, то плотность может оказаться приблизительно в 10 раз больше. В последние годы ХХ века было установлено, что наибольшей массой обладает присутствующий во всем пространстве Вселенной физический вакуум. Его плотность оценивается величиной порядка 6∙ 10^-30 г/см³, что превышает суммарную плотность всех видов космического ве­щества.

Звезды и их параметры. Типы и эволюция звезд. Большинство звезд –это огромные раскаленные плазменные шары, излучающие в пространство Вселенной чрезвычайно интенсивные потоки энергии. В недрах каждой из таких звезд при огромных значениях температуры (десятки миллионов градусов) и давления протекают термоядерные реакции – реакции слияния ядер легких элементов и образования более тяжелых ядер. В ходе ядерных процессов высвобождается огромная энергия – при «сгорании» одного килограмма водорода высвобождается примерно в 10 млн. раз больше энергии, чем при сжигании килограмма нефти. Благодаря этому звезды, подобные Солнцу, в течение миллиардов лет могут излучать энергию – тепло, свет, волны других (более высоких и более низких) частот, а также интенсивные потоки различных частиц.

Звезды распределены в пределах галактики неравномерно, они склонны, как и галактики, образовывать группы и скопления, объединенные силой вза­имного притяжения. Однако, если расстояния между соседними галактиками превышают размеры галактик примерно в десятки раз, то расстояния между соседними звездами несоизмеримо велики в сравнении с размерами самих звезд.

Большинство из наиболее заметных звезд на картах звездного неба, объединены в созвездия. 88 из созвездий, обозначаемых в современных астрономических атласах, были определены и получили свои названия еще в Древней Греции. Созвездия представляют собой произвольные группы звезд в том смысле, что звезды, кажущиеся близко расположенными, могут находиться на очень больших расстояниях друг от друга. Пояс созвездий, через который проходит плоскость эклиптики, называют зодиаком.

Звезды отличаются друг от друга по возрасту, массе, размерам, светимости, цвету свечения, химическому составу и по целому ряду других параметров. Самые старые звезды должны иметь возраст, лишь незначительно (на 1-2 млрд. лет) уступающий возрасту Вселенной. Возраст Солнца оценивается в 5 млрд. лет, известны и очень молодые звезды, возраст которых составляет всего сотни тысяч лет. Это означает, что процесс звездообразования продолжается, и что многие будущие звезды в настоящее время находятся в протозвездном состоянии, т. е. в процессе образования.

Температура в центральной области звезды тем больше, чем больше ее масса. С увеличением температуры растет число возможных типов ядерных превращений и скорость протекания каждого из них. Самой низкотемпературной из ядерных реакций является синтез ядер гелия из ядер водорода (протонов), именно эта реакция протекает в недрах Солнца и многих других звезд, близких к Солнцу по массе. В недрах звезд, массы которых существенно превышают массу Солнца могут синтезироваться и другие элементы, причем, чем массивнее звезда, тем более тяжелые химические элементы она способна производить⁶. В очень массивных звездах ядерные реакции способны превратить почти все ее вещество в железо – конечный продукт горения (ядра более тяжелых, чем железо, элементов не могут образовываться в ходе термоядерных реакций).

Цвет свечения звезды определяется положением максимума спектрального распределения ее излучения, т.е. температурой. В зависимости от цвета свечения звезды делят на 7 классов, каждому из которых присваивается буква латинского алфавита. Цвет свечения звезд самых горячих звезд (класса О) близок к синему, температура «излучающей» поверхности у такой звезды – порядка 30 000 градусов, а звезды класса М – это красные звезды, эффективная температура поверхности у них примерно на порядок меньше.

Наиболее существенно звезды отличаются друг от друга по светимости, под которой понимают мощность излучения, т.е. энергию, излучаемую в единицу времени. Светимость Солнца не очень высока, она составляет примерно4∙ 10²⁶ Вт. Светимость звезд, называемых белыми карликами, может быть на 3…4 порядка меньше, а светимость звезд-гигантов и сверхгигантов может превышать светимость Солнца на 5…6 порядков. Зависимость светимости звезд от величины их масс установил в 1920 г. А. Эддингтон, эта зависимость более сильная, чем по закону прямой пропорциональности.

Датский астроном Э. Герцшпунгер в 1911 г. и американский астроном Г. Рассел в 1913 г. независимо друг от друга установили зависимость между светимостью и температурой звезд. Эта зависимость, которую принято отображать на диаграмме (диаграмме Герцшпунгера-Рассела), сыграла большую роль при исследованиях процессов эволюции звезд и определении характера их эволюционных преобразований. По оси ординат на этой диаграмме откладывают абсолютную звездную величину (светимость), а по оси абсцисс (справа налево) – температуру. Большинство звезд на этой диаграмме расположены вдоль диагональной линии, соединяющей правый нижний угол (где находятся старые и тусклые звезды) и левый верхний угол, которому соответствуют молодые, горячие и яркие звезды. Подобное расположение звезд на диаграмме Герцшпунгера-Рассела называют Главной последовательностью. Для звезд, принадлежащих Главнойпоследовательности, светимость в первом приближении пропорци­ональна кубу массы.

Процесс эволюции звезды, начиная от ее образования из некоего протозвездного «облака» до конца ее жизни в качестве объекта, излучающего свет, можно разбить на 3 стадии. Первая стадия – это стадия формирования звезды из облаков, содержащих водород, гелий и т.н. космическую пыль, в результате действия направленных внутрь сил тяготения. Сжатие и уплотнение вещества в недрах протозвезды сопровождается превращением гравитационной энергия в тепловую, и температура вещества звезды на стадии формирования постепенно увеличивается.

На определенном этапе температура наружных оболочек достигает значений, при которых возникает свечение. Собственно говоря, именно с этого момента времени сжимающийся сгусток протозвездного вещества становится звездой, которую можно увидеть. На этом этапе звезда представляет собой т.н. красный гигант, ее диаметр во много раз превышает то стационарное значение, которое установится позднее (на равновесной стадии).

По мере сжатия вещества и повышения его температуры в нем возрастает давление, силы которого препятствуют сжатию, т.к. они направлены от более плотных внутренних слоев к менее плотным наружным слоям. Однако сжатие звезды продолжается до тех пор, пока не начнется процесс ядерного синтеза. Высвобождение высокой энергии, возникающее при «зажигании» ядерных реакций еще больше разогревает протозвезду, она становится звездой Главной последовательности. Через какое-то время устанавливается равновесное состояние звезды: ее размеры и светимость длительное время будут поддерживаться постоянными. В основе равновесия, которое, как легко показать, является устойчивым, лежит равенство направленных навстречу друг другу сил тяготения и сил газового давления. В равновесном состоянии звезда находится большую часть своей жизни, у звезд, подобных Солнцу, длительность этой стадии составляет величину порядка 10 млрд. лет. Энергия, теряемая звездой за счет излучения, в равновесной стадии полностью восполняется энергией, выделяемой в ее центральной области при синтезе ядер гелия.

Запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т.е. ее массой. С учетом того, что светимость пропорциональна кубу массы звезды, время исчерпания запасов ядерного горючего должно быть обратно пропорционально ква­драту ее массы. К примеру, если бы масса Солнца была в 30 раз больше, то мощность его излучения была бы больше примерно в 30 тысяч раз, но время, в течение которого выгорит весь водород (это и есть длительность равновесной стадии), составляло бы уже не 10 миллиардов, а всего 10 миллионов лет.

По мере исчерпания запасов водорода в центральной области звезды область «горения» ядерной реакции из сферы превращается в концентрический сферический слой, радиусы внутренней и наружной сферических оболочек этого слоя с течением времени увеличиваются. Существенно, что в центральной области звезды, где водорода уже нет, гравитационные силы и силы газового давления (от «горящего» концентрического слоя) теперь направлены в одну сторону – к центру звезды. Естественно, что центральная область звезды при этом сжимает­ся, скорость этого сжатия в какой-то момент становится столь высокой, что говорят о коллапсе (очень быстром, катастрофическом уменьшении размеров). С другой стороны, наружная часть звезды может существенно увеличиться в размерах, и звезда еще раз на некоторое время может превратиться в красный гигант.

При быстром сжатии температура и плотность «гелиевой» центральной области звезды вновь повышаются, эти параметры могут достигнуть значений, при которых станет возможным синтез ядер углерода из ядер гелия, а затем, после выгорания гелия, и синтез ядер более тяжелых элементов (вплоть до железа). Таким образом, характер эволюции звезды на третьей стадии, наступающей после исчерпания запасов водорода, существенно зависит от начальной массы звезды.

Считается, что в случае, когда масса звезды не превышает 1, 4 массы Солнца, коллапсу подвержено почти все вещество звезды. Разогреваясь в процессе быстрого сжатия, такая звезда превращается в белый карлик, размеры которого соизмеримы с размерами планет. Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е гг. XX века американский астрофизик С. Чандрасекар. Звезды типа белых карликов имеют существенно меньшую светимость, чем Солнце, но гораздо более высокую температуру наружных оболочек (и плотность излучения) – они в буквальном смысле раскалены добела. Поэтому на диаграмме Герцшпунгера-Рассела белые карлики расположены ниже Главной последовательности (в левом нижнем углу). Белый карлик как отдельная звезда является стабильным и постепенно (в течение миллиардов лет) расходует свою внутреннюю энергию, в конце концов, становясь холодным и невидимым. Таким невидимым черным карликом должно стать когда-нибудь и наше Солнце.

У тех звезд, чья масса превышает предел Чандрасекара, коллапс ядра сопровождается возобновлением реакций ядерного синтеза, а в результате коллапса образуются либо нейтронные звезды, либо черные дыры. Кроме того, коллапс центральной области массивных звезд и их разбухание при «зажигании» очередной ядерной реакции могут сопровождаться явлениями взрывного типа, в процессе которых в окружающее пространство сбрасывается либо только вещество холодного наружного слоя, либо все вещество наружных оболочек, не вошедшее в состав сжимающегося ядра.

В первом случае звезда внезапно становится гораздо ярче (вспыхивает), ее светимость может возрасти в тысячи раз. В этом случае говорят о Новой звезде или о вспышке Новой. Во втором случае, который классифицируется как взрыв (вспышка) сверхновой или просто сверхновая, коллапс заканчивается мощнейшим взрывом, блеск которого в течение нескольких месяцев может затмевать целую галактику. Крабовидная туманность, наблюдаемая в настоящее время в созвездии Тельца как светящаяся полоса неправильной формы с отдельными волокнами, расходящимися в разные стороны, как полагают астрономы, образовалась именно в результате взрыва сверхновой в 1054 г. в нашей Галактике¹⁰ (на расстоянии около 2000 пк от Земли). В настоящее время астрономы ежегодно регистрируют около десяти сверхновых в далеких галактиках. В феврале 1987 г. был зарегистрирован взрыв сверхновой, который произошел примерно 16 тыс. лет назад в соседней с нами галактике – Большом Магеллановом облаке.

Нейтронные звезды, пульсары, черные дыры, квазары. Нейтронная звезда представляет собой очень маленькое, сверхплотное небесное тело, состоящее только из плотно прижатых друг к другу нейтронов. В каждом атоме обычного вещества содержится положительно заряженное ядро, состоящее из протонов и нейтронов. Отрицательно заряженные электроны движутся вокруг ядра атома на сравнительно больших расстояниях. В нейтронной звезде нет ни электронов, ни протонов; она целиком состоит из нейтронов, упакованных так же плотно, как в ядре атома.

Поскольку нейтроны не несут электрического заряда, они не отталкиваются друг от друга, как протоны. В 1934 г. В. Бааде и Ф. Цвикки опубликовали статью, в которой они предложили идею звезды, состоящей только из нейтронов. Согласно их теории, вспышка сверхновой происходит после того, как обычная звезда превращается нейтронную. Плотность такой звезды значительно выше, чем плотность белого карлика. Например, нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца, должна иметь диаметр, лежащий в пределах (10…20) км. Сила тяготения на поверхности нейтронной звезды будет так велика, что искривляет свет, и эта кривизна почти достаточна для того, чтобы удержать световое излучение.

В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Кембриджского университета, обнаружила в космосе источник повторяющихся всплесков радиоизлучения. В течение года было обнаружено еще 20 таких звезд, названных пульсарами. Астрономы доказали, что пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, испускающую пучок радиоволн, который поворачивается из стороны в сторону, как луч света маяка, вместе с вращением звезды. Каждый раз, когда радиолуч проходит мимо Земли, приборы регистрируют всплеск радиоволн от нейтронной звезды. Нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности является пульсаром, вращающимся со скоростью около 30 оборотов в минуту.

К началу ХХ1 века было известно около четырехсот пульсаров, типичное значение их периода составляет величину порядка 1 секунды. Столь быстро вращающаяся звезда не может иметь большие размеры, т.к. в противном случае центробежные силы разорвут ее на части. Из условия неравенства центробежного ускорения и ускорения силы тяжести (Ω ²R < GM/R²) легко определить порядок плотности ρ вещества в нейтронных звездах: ρ > Ω ²/G.

Излучение большинства известных пульсаров принадлежит радиочастотному диапазону (метровые волны), хотя это может быть связано с тем простым обстоятельством, что чувствительность радиотелескопов существенно выше, чем телескопов, работающих в других диапазонах частот. В частности, излучение близкорасположенного пульсара Крабовидной туманности регистрируется во всех диапазонах электромагнитных волн, и больше всего энергии этот пульсар излучает в области гамма-лучей.

Существование черных дыр — объектов с такой огромной массой, что даже испускаемый свет (или любое другое электромагнитное излучение) не может преодолеть их притяжение, было предсказано общей теорией относительности Эйнштейна. Черная дыра является абсолютным поглотителем как вещества, так и всех видов электромагнитного излучения (точно так же, как черная поверхность полностью поглощает видимый свет).

Идея черной дыры впервые была сформулирована в конце XVIII в. – Дж. Мичеллом в 1783 г. и, независимо от него, П. Лапласом в 1796 г. Опираясь на теорию тяготения Ньютона, Лаплас утверждал, что тяготение звезды с размерами в 250 раз большими, чем у Солнца, и плотностью как у Земли не выпустит свет этой звезды. Скорость, которую должно иметь тело, чтобы оторваться от такой звезды (по современной терминологии – вторая космическая скорость) становится равной скорости света. Хотя рассуждения Мичелла и Лапласа в целом были правильными, в то время не существовало до­казательств, что гравитация может влиять на распространение света. Лишь в 1916 году А. Эйнштейн показал, что сильное грави­тационное поле искажает пространство-вре­мя и изгибает лучи света.

Основы современной теории черных дыр были заложены немецким астрономом К. Шварцшильдом, который воспользовал­ся выкладками Эйнштейна для доказатель­ства того, что любой объект с достаточно сильным гравитационным полем может за­держивать и поглощать свет. Шварцшильд доказал, что такой объект окружен горизон­том событий — сферической оболочкой (сфе­рой Шварцшилъда), через которую не может проникнуть ничего из того, что находится внутри. Любой предмет, попав­ший за горизонт событий, исчезает навсегда. Радиус горизонта событий более известен как гра­витационный радиус или радиус Шварцшилъда, для черной дыры с массой m этот радиус равен 2Gm/с², где G — постоянная гравита­ции из ньютоновской теории тяготения, а с - скоростиь света. Отметим, что нейтронные звезды, наиболее плотные из непосредственно наблюдаемых космических объектов, по своему полю тяготения близки к черным дырам. При массе, составляющей 1, 5 М☼, гравитационный радиус составляет величину 4, 67 км, что всего вдвое меньше типичного значения радиуса нейтронной звезды – 10 км.

Черная дыра сама по себе ничего не излучает, а лишь поглощает (захватывает) свет и частицы вещества из окружающей среды. В связи с этим долгое время черные дыры считались принципиально не обнаружимыми. Однако оказалось, что это не так. Потоки частиц, ускоряющихся полем тяготения черной дыры, движутся к ней с разных сторон, и те частицы, которые оказываются не захваченными (пролетают мимо), сталкиваются между собой. Температура газа при этом существенно повышается, а возникающее при этом электромагнитное излучение способно покинуть окрестности черной дыры. Обнаружить массивную черную дыру удается и по влиянию ее гравитационного поля на движение близкорасположенных к ней видимых звезд. Астрономами получены доказатель­ства существования многих черных дыр. Существует мнение, что в центральной области многих галактик (в том числе и нашей Галактики) существуют черные дыры. Предполагается также, что сверхмассивные черные дыры (с массой порядка миллиарда солнечных масс) содержатся в ядрах квазаров, эту идею высказал в 1964 г. Я.Б. Зельдович.

Квазар представляет собой астрономичес­кий объект, такой же яркий, как галактика, но имеющий гораздо меньшие размеры, соизмеримые с размерами звезд. Квазар — сокращение от термина «квази­звездный объект», что подразумевает его сходство со звездой. Квазары находятся на расстояниях в миллиарды световых лет, одна­ко вследствие высокой яркости они доступны для наблюдения, несмотря на свои малые разме­ры. Звезда на таком расстоянии была бы слишком тусклой для наблюдения с помо­щью современных приборов.

Первый квазар был открыт в 1962 году, когда ранее обнаруженный радиоисточник был отождествлен со звездой, имевшей красное смещение 0, 15, что соответствовало скорости удаления в 15% скорости света и расстоянию более 2 млрд. световых лет. Было рассчитано, что он излу­чает в 1000 раз больше света, чем наша Га­лактика Млечный Путь, однако сила его све­тового потока год от года претерпевала изменения. Такой масштаб, соответствующий времени прохождения света через поперечник объекта, указывает, что его размер не превышает (по порядку величины) нескольких световых дет. Для сравнения — диаметр диска Млечного Пути составляет около 100 000 световых лет. Впоследствии было обнаружено множе­ство квазаров с красным смещением, соответствующим рас­стояниям от 5 до 10 млрд. световых лет и ско­рости удаления (обус­ловленной расширением Вселенной после Большого Взрыва), превышающей 85% световой. Квазары принадлежат к древнейшим и наиболее отдаленным объек­там в наблюдаемой Вселенной; до сих пор не обнаружено свидетельств существования квазаров, удаленных от нас менее, чем на 1 млрд. свето­вых лет.

¹ Световой год – это путь, пройденный светом за один календарный год. Нетрудно подсчитать, что один световой год примерно равен 9, 5∙ 1015 м.

² Астрономическая единица (а.е.) – среднее расстояние между Солнцем и Землей. 1 а.е. = 149, 6 млн. км (обычно принимают равной 150 млн.км).

³ Парсек (пк) – производное от слов параллакс и секунда, т.е расстояние, на котором отрезок длиной 1 а.е. видна по углом, равным 1 секунде. 1 пк = 3, 263 световых года= = 206265 а.е. = 3, 086∙ 1013 км.

⁴ Суть эффекта Доплера заключается в том, что при движении источника и приемника каких-либо волн друг относительно друга излучение удаляющегося объекта воспринимается приемником как более длинноволновое (частота понижается), если же излучатель приближается к наблюдателю, то частота принимаемого излучения, наоборот, повышается. Эффект Доплера полезно используется на практике, например, в радиолокации при определении скорости движения автомобилей, самолетов или ракет.

Линии в спектре звезды (или галактики) в соответствии с эффектом Доплера смещены относительно известных для водорода и гелия частот, если звезда приближается к Земле или удаляется от нее. Если звезда удаляется, то линии смещаются в сторону более низких частот (более длинных волн). Красное смещение – смещение спектральных линий в сторону длинноволнового (красного) края оптического участка спектра - означает, что излучающий объект удаляется от наблюдателя.

⁵ Спектр излучения – это совокупность всех частот (гармоник), составляющих это излучение. Высота каждой спектральной линии в спектре пропорциональна интенсивности излучения на соответствующей частоте. В видимой части оптической области спектра каждой частоте соответствует свой цвет (голубому цвету соответствует длина волны излучения λ ≈ 0, 4 мкм, а красному - λ ≈ 0, 7 мкм). Атому каждого химического элемента присущ свой линейчатый спектр излучения, поэтому, изучая спектр излучения, можно определить, какие химические элементы и в каких пропорциях входят в состав излучающего объекта.

Оптический спектр звезды (в том числе Солнца) или далекой галактики представляет собой сплошную светящуюся полосу, включающую все цвета радуги, пересеченную темными вертикальными линиями. Эти линии соответствуют линиям в спектрах атомов, содержащихся в холодных внешних газовых оболочках (частоты линий в спектрах излучения и поглощения совпадают).