Происхождение и развитие галактик и звезд

Карликовой  эллиптической галактики Стрельца нет в списке, потому что она  не различима в небе как отдельная  галактика.

3. Происхождение  звезд.

Сейчас установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые  звездные скопления) до 106 лет для  самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации).

Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной  межзвездной среды. В пользу этого  говорит положение молодых звезд  в пространстве – они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там  же, где и межзвездная газопылевая  материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим  магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому  более старые звезды меньше связаны  со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько  тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое  количество газа и пыли. Газ в  этих комплексах быстро расширяется, а  это значит, что раньше он представлял  собой более плотную массу.

Сам процесс формирования звезд  из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором  объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую  величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием  сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией. Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса.

Расчеты показывают, что необходимые  условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда  плотность диффузной материи  становится достаточно большой. Такие  условия могут возникать в  результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности  может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи  являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" – темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых  туманностей. Глобулы имеют вид  круглых пятнышек, "слоновые хоботы" – узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем.

В качестве косвенного подтверждения  могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца –  молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы".

Очень многое в процессе звездообразования  остается не ясным. Не все исследователи  соглашаются, например, с тем, что  звезды образуются из диффузной межзвездной  материи.

Итак, пусть по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической  массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и  газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений – в тепло. Облако нагревается  и вследствие увеличения температуры  возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной  стадии развития). Судя по тому, что  молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается  на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд.

Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно  показать, обычным законом масса  – светимость, но размеры протозвезды  значительно больше. Поэтому температура  ее поверхности много меньше, чем  у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр – светимость протозвезды должны располагаться  справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура  ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела  сначала вниз, потом влево, почти  параллельно оси абсцисс. Когда  температура в недрах звезды достигает  нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции.

Сначала "выгорает" дейтерий, а  затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда  температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные  реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 MЅ) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.

Время гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массы  протозвезды. Чем больше масса, тем  быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие  такую же массу, как Солнце, сжимаются  за 108 лет. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно.

Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца. Известно несколько  рассеянных  звездных скоплений, состоящих  из звезд классов О и В и  переменных типа Т Тельца.

Многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а  некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В далекой древности люди замечали на ночном небе протянувшуюся через  весь небосвод бледную светящуюся полосу, которую назвали Млечным Путем. Потом, много позже, благодаря наблюдениям  Галилея, стало известно, что Млечный  Путь – это множество далеких  и потому неярких звезд. Они и  сливаются в одно тусклое свечение. Тогда возникла гипотеза о том, что  Солнце, все видимые звезды, в  том числе и звезды Млечного Пути, принадлежат к одной огромной системе. Такую систему назвали  Галактикой.

Очень долгими были споры о происхождении  Галактики: ее размерах, массе, структуре  размещения звезд. Только относительно недавно, в двадцатом веке, всевозможные исследования позволили человеку судить обо всем этом. Во многом помогло  нам то обстоятельство, что наша Галактика не одинока.

Все звезды рождены в плазме ядер галактик и выведены ими на первоначальную орбиту в виде быстровращающейся  вокруг своей оси плотной слоистой нейтронной сферы, имеющей в ядре температуру близкую к абсолютному  нулю. Вращаясь по спирали вокруг ядра галактики звезды от него удаляются, т.е. звездные системы расширяющиеся. Звезды, рожденные первыми, в настоящее  время находятся на периферии  галактики, молодые – вблизи ее центра.

Звезда – небесное тело, по своей  природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с  Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой  массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой  среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного  сжатия. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них  заключена основная масса светящегося  вещества в природе.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ:

1. Агекян Т.А. Звезды, галактики, метагалактики. – М., Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1981.
2. Дубнищева, Т. Я. Концепции  современного  естествознания: Учеб. для студентов высш. учеб. заведений. – Новосибирск: ЮКЭА, 2004.
3. Карпенков С. Х. Концепции  современного  естествознания: Учеб. для вузов. – М.: 2003.
4. Клишишин И.А. Астрономия наших дней. – М.: Наука. – 2004.
5. В. Н. Лавриненко   В. П. Ратников, В. Ф. Голубь  и  др. Концепции  современного  естествознания: Учеб.  для вузов/– М.: Издательское объединение  "ЮНИТИ", 2002.
6. А.А. Горелов Концепции современного естествознания: Учебн. Для ВУЗов –Москва: Гуманитарный издательский центр «Владос», 1998г.
7. Левитан Е.П. Эволюционирующая Вселенная. – М., 1993.
8. Рузавин Г. И. Концепции  современного  естествознания: Учеб. для вузов / – М.: Культура и спорт: ЮНИТИ, 2002.
9. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М., 1984.
10. http://ru.wikipedia.org/wiki/%C3%E0%EB%E0%EA%F2%E8%EA%E0