ВВЕДЕНИЕ
ИзучениеВселенной, даже только известной нам еёчасти, является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которымирасполагают современные ученые, понадобились труды множества поколений.
Процессэволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много разстарше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизнина земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё жеисследования проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.
Вселенная эволюционирует, бурные процессы происходили в прошлом,происходят сейчас и будут происходить в будущем. Вселенная Больше всего на свете — самаВселенная, охватывающая и включающая в себя все планеты, звёзды, галактики,скопления, сверхскопления и ячейки..
Еёглавное свойство — однородность.
УВселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже и недогадывались. Вселенная находиться в движении — она расширяется. Расстояниемежду скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает. Они как быразбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структуры растягивается.
Вовсе времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и неизменной. Эта точказрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время считалось,что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать,Галактика все равно остается все той же
Настоящийпереворот в науке о Вселенной произвели в 1922 — 1924 годах работыленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на только чтосозданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математическидоказал, что мир — это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое онживет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясьпо строго определённым законам.
Фридманоткрыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, авыбор между расширением и сжатием нужно сделать на основании астрономическихнаблюдений. Такие наблюдения в 1928 — 1929 годах удалось проделать Хабблу,известному уже нам исследователю галактик.
Онобнаружил, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь отнас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниямиФридмана, общее расширение Вселенной.
Конечно,это не означает, что галактики разбегаются именно от нас. Иначе мы вернулись бык старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с Землёй в центре. Вдействительности общее расширение Вселенной происходит так, что все ониудаляются друг от друга, и из любого места картина этого разбегания выглядиттак, как мы видим её с нашей планеты.
ЕслиВселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления были ближе другк другу. Более того: из теории Фридмана следует, что пятнадцать — двадцатьмиллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество былоперемешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда инемыслимо горячим. Из такого особого состояния и началось общее расширение,которое привело со временем к образованию Вселенной, какой мы видим и знаем еёсейчас.
Общие представления о строении Вселеннойскладывались на протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем векесмогла появиться современная наука о строении и эволюции Вселенной — космология.
Элементы космологии
Вселенная — это всё существующее.От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров извездных систем. Поэтому не будет ошибкой сказать, что любая наука так илииначе изучает Вселенную, точнее, тем или иные её стороны. Существует научнаядисциплина, объектом исследования которой служит сама Вселенная. Это особаяотрасль астрономии, так называемая космология. Космология- учение о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всей охваченнойастрономическими наблюдениями области как части Вселенной.
С развитием науки, все полнеераскрывающей физические процессы, происходящие в окружающем нас мире,большинство ученых постепенно перешло к материалистическим представлениям обесконечности Вселенной. Здесь огромное значение имело открытие И. Ньютоном(1643 — 1727) закона всемирного тяготения, опубликованного в 1687 г. Одним изважных следствий этого закона явилось утверждение, что в конечной Вселенной всеее вещество за ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую теснуюсистему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготениясобирается в некоторых ограниченныхобъемах (по тогдашним представлениям — в звездах), равномерно заполняющихВселенную.
Большое значение для развитиясовременных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теорияотносительности, созданная А.Эйнштейном (1879 — 1955). Она обобщает теориютяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, сравнимые со скоростьюсвета. Действительно, в галактиках сосредоточена колоссальная масса вещества, аскорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростью света.
Однимиз значительных следствий общей теории относительности является вывод онепрерывном движении вещества во Вселенной — нестационарности Вселенной. Этотвывод был получен в 20-х годах нашего столетия советским математикомА.А.Фридманом (1888 — 1925). Он показал, что в зависимости от средней плотностивещество Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширенииВселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстояниюдо них — вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрахгалактик.
Критическоезначение средней плотности вещества, от которой зависит характер его движения,
,
где G — гравитационная постоянная, а H=75 км/с*Мпк — постоянная Хаббла.
Подставляя нужные значения, получаем, что критическоезначение средней плотности вещества г/см3.
Еслисредняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущемрасширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной илименьшей критической расширение не прекратится.Ясно одно, что со временемрасширение привело к значительному уменьшению плотности вещества, и наопределенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды.
Космогония
Космогония — наука, изучающая происхождение и развитие небесныхтел, например планет и их спутников, Солнца, звёзд, галактик.
Астрономынаблюдают космические тела на различной стадии развития, образовавшиеся недавнои в далёком прошлом, быстро «стареющие» или почти«застывшие» в своём развитии. Сопоставляя многочисленные данныенаблюдений с физическими процессами, которые могут происходить при различныхусловиях в космическом пространстве, учёные пытаются объяснить, как возникаютнебесные тела. Единой, завершённой теории образования звёзд, планет илигалактик пока не существует. Проблемы, с которыми столкнулись учёные, подчаструдно разрешимы. Решение вопроса о происхождении Земли и Солнечной системы вцелом значительно затрудняется тем, что других подобных систем мы пока ненаблюдаем. Нашу солнечную систему не с чем пока ещё сравнивать, хотя системы,подобные ей, должны быть достаточно распространены и их возникновение должнобыть не случайным, а закономерным явлением.
В настоящее время припроверке той или иной гипотезы о происхождении Солнечной системы в значительноймере основывается на данных о химическомсоставе и возрасте пород Земли и других тел Солнечной системы. Наиболее точныйметод определения возраста пород состоит в подсчёте отношения количестварадиоактивного урана к количеству свинца, находящегося в данной породе.Скорость этого процесса известна точно, и её нельзя изменить никакимиспособами. Самые древние горные породы имеют возраст несколько миллиардов лет.Земля в целом, очевидно, возникла несколько раньше, чем земная кора.
ИммануилКант(1724-1804), величайший филосов нового времени, начал свой путь, какастроном-теоретик.Он первый поставил задачу мысленно проследить все возможныепроявления всемирного тяготения во Вселенной, продумать и объяснить с этой точки зрения всё, чтонаблюдают астрономы, и понять, как устроена и развивается Вселенная.Такродилась космогония и космология Нового времени.В середине XVIII века Кантпредложил свою теориюобразования Солнечной системы, основанную на законе всемирного тяготения. Онапредполагала возникновение Солнечной системы из облака холодных пылинок,находящихся в беспорядочном хаотическом движении. В 1796 году французскийучёный П. Лаплас подробно описал гипотезу образования Солнца и планет из ужевращающейся газовой туманности. Лаплас учёл основные характерные чертыСолнечной системы, которые должна была объяснить любая гипотеза о еёпроисхождении. В данный период наиболее разработанной является гипотеза О. Ю.Шмидта, разработанная в середине века.Впервые принципиально новыекосмогологические следствие общей теории относительности раскрыл выдающийсясоветский математик и физик — теоретик Александр Фридман (1888-1925 гг.).Выступив в 1922-24 гг. он раскритиковал выводы Эйнштейна о том, что Вселеннаяконечна и имеет форму четырехмерного цилиндра. Эйнштейн сделал свой выводисходя из предположения о стационарности Вселенной, но Фридман показалнеобоснованность его исходного постулата.
Фридман привел две модели Вселенной. Вскоре эти модели нашли удивительноточное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далёких галактик вэффекте «красного смещения» в их спектрах.
Эволюция Вселенной
Стандартнаямодель эволюции Вселенной
Вселенная постояннорасширяется. Тот момент, с которого Вселенная начала расширятся, принятосчитать ее началом. Тогда началась первая и полная драматизма эра в историивселенной, ее называют “большимвзрывом”.
Под расширением Вселенной подразумеваетсятакой процесс, когда то же самое количество элементарных частиц и фотонов занимают постоянно возрастающийобъём. Средняя плотность Вселенной в результате расширения постепенно понижается.Из этого следует, что в прошлом Плотность Вселенной была больше, чем внастоящее время. Можно предположить, что в глубокой древности (примерно десятьмиллиардов лет назад) плотность Вселенной была очень большой. Кроме тоговысокой должна была быть и температура, настолько высокой, что плотностьизлучения превышала плотность вещества. Иначе говоря, энергия всех фотоновсодержащихся в 1 куб. см была больше суммы общей энергии частиц, содержащихся в1 куб. см. На самом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” всяматерия была сильно раскаленной и густойсмесью частиц, античастиц и высокоэнергичных γ-фотонов. Частицы при столкновении ссоответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие γ-фотоны моментально материализовались вчастицы и античастицы.
Начало Вселенной
На самом раннем этапе, в первые мгновения “большого взрыва” вся материябыла сильно раскаленной и густой смесьючастиц, античастиц и высокоэнергичных гамма-фотонов. Частицы при столкновении ссоответствующими античастицами аннигилировали, но возникающие гамма-фотонымоментально материализовались в частицы и античастицы.
Рождениегалактик
Колоссальные водородные сгущения — зародыши сверх галактик и скопленийгалактик — медленно вращались. Внутри их образовывались вихри, похожие наводовороты. Их диаметр достигал примерно ста тысяч световых лет. Мы называемэти системы протогалактиками, т.е. зародышами галактик. Несмотря на своиневероятные размеры, вихри протогалактик были всего лишь ничтожной частьюсверхгалактик и по размеру не превышали одну тысячную сверхгалактики. Силагравитации образовывала из этих вихрей системы звезд, которые мы называемгалактиками. Некоторые из галактик до сих пор напоминают нам гигантскоезавихрение.Астрономические исследования показывают, что скорость вращениязавихрения предопределила форму галактики, родившейся из этого вихря. Выражаясьнаучным языком, скорость осевого вращения определяет тип будущей галактики. Измедленно вращающихся вихрей возникли эллиптические галактики, в то время как избыстро вращающихся родились сплющенные спиральные галактики.В результате силытяготения очень медленно вращающийся вихрь сжимался в шар или несколькосплюнутый эллипсоид. Размеры такого правильного гигантского водородного облакабыли от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч световых лет. Нетрудноопределить, какие из водородных атомов вошли в состав рождающейсяэллиптической, точнее говоря эллипсоидальной галактики, а какие остались вкосмическом пространстве вне нее. Если энергия связи сил гравитации атома напериферии превышала его кинетическую энергию, атом становился составной частьюгалактики. Это условие называется критерием Джинса. С его помощью можноопределить, в какой степени зависела масса и величина протогалактики отплотности и температуры водородного газа.
Протогалактика, которая вообще не вращалась, становилась родоначальницейшаровой галактики. Сплющенные эллиптические галактики рождались из медленновращающихся протогалактик. Из-за недостаточной центробежной силы преобладаласила гравитационная. Протогалактика сжималась и плотность водорода в нейвозрастала. Как только плотность достигала определенного уровня, началивыделятся и сжимается сгустки водорода. Рождались протозвезды, которые позжеэволюционировали в звезды.Рождение всех звезд в шаровой или слегка приплюснутойгалактике происходило почти одновременно. Этот процесс продолжался относительнонедолго, примерно сто миллионов лет. На начальном этаперасширения Вселенной из фотонов рождались частицы и античастицы. Этот процесспостоянно ослабевал, что привело к вымиранию частиц и античастиц. Согласнотому, как материализация в результате понижающейся температуры раскаленного веществаприостановилась. Эволюцию Вселенной принято разделять на четыре эры: адронную,лептонную, фотонную и звездную.
Эрыэволюции Вселенной
а) Адронная эра. При очень высоких температурах и плотности в самом начале существованияВселенной материя состояла из элементарных частиц. Вещество на самом раннемэтапе состояло, прежде всего, из адронов, и поэтому ранняя эра эволюцииВселенной называется адронной, несмотря на то, что в то время существовали илептоны. Никогда после этого сильное взаимодействие (ядерная сила) непроявлялась во Вселенной в такой мере, как в адронную эру, длившуюся всего лишьодну десятитысячную долю секунды.
б) Лептонная эра.Когда энергия частиц и фотонов понизиласьв пределах от 100 Мэв до 1 Мэв в, веществе было много лептонов.Температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновениеэлектронов, позитронов и нейтрино. Барионы (протоны и нейтроны), пережившиеадронную эру, стали по сравнению с лептонами и фотонами встречаться гораздореже. Лептонная эра начинается с распада последних адронов — пионов — в мюоны имюонное нейтрино, а кончается через несколько секунд при температуре 1010K,когда энергия фотонов уменьшилась до 1Мэв и материализация электронов и позитронов прекратилась. Во время этогоэтапа начинается независимое существование электронного и мюонного нейтрино,которые мы называем “реликтовыми”. Всёпространство Вселенной наполнилось огромным количеством реликтовых электронныхи мюонных нейтрино. Возникает нейтринное море.
в) Фотонная эра или эра излучения.Вселенной понизилась до 1010K,а энергия γ-фотоновдостигла 1 Мэв, произошла только аннигиляция электронов и позитронов.Новые электронно-позитронные пары не могли возникать вследствие материализации,потому, что фотоны не обладали достаточной энергией. Но аннигиляция электронови позитронов продолжалась дальше, пока давление излучения полностью не отделиловещество от антивещества. Со времени адронной и лептонной эры Вселенная былазаполнена фотонами. К концу лептонной эры фотонов было в два миллиарда разбольше, чем протонов и электронов. Важнейшей составной Вселенной послелептонной эры становятся фотоны, причем не только по количеству, но и по энергии.
Большойвзрыв продолжался сравнительно недолго, всего лишь одну тридцатитысячную нынешнего возраста Вселенной. Несмотря накраткость срока, это всё же была самая славная эра Вселенной. Никогда послеэтого эволюция Вселенной не была столь стремительна, как в самом её начале, вовремя “большого взрыва”. Все события во Вселенной в тот период касалисьсвободных элементарных частиц, их превращений, рождения, распада, аннигиляции.Не следует забывать, что в столь короткое время (всего лишь несколько секунд)из богатого разнообразия видов элементарных частиц исчезли почти все: однипутем аннигиляции (превращение в гамма-фотоны), иные путем распада на самыелегкие барионы (протоны) и на самые легкие заряженные лептоны (электроны).
После “большого взрыва” наступила продолжительная эравещества, эпоха преобладания частиц. Мы называем её звездной эрой. Онапродолжается со времени завершения “большого взрыва” (приблизительно 300 000лет) до наших дней. По сравнению с периодом “большим взрыва” её развитиепредставляется как будто слишком медленным. Это происходит по причине низкойплотности и температуры. Таким образом, эволюцию Вселенной можно сравнить сфейерверком, который окончился. Остались горящие искры, пепел и дым. Мы стоимна остывшем пепле, вглядываемся в стареющие звезды и вспоминаем красоту и блескВселенной. Взрыв суперновой или гигантский взрыв галактики — ничтожные явленияв сравнении с большим взрывом.С атомов водорода начинается звездная эра — эрачастиц, точнее говоря, эра протонов и электронов.
Вселенная вступает в звездную эру в форме водородного газа с огромнымколичеством световых и ультрафиолетовыхфотонов. Водородный газ расширялся в различных частях Вселенной с разнойскоростью. Неодинаковой была также и его плотность. Он образовывал огромныесгустки, во много миллионов световых лет. Масса таких космических водородныхсгустков была в сотни тысяч, а то и в миллионы раз больше, чем масса нашейтеперешней Галактики. Расширение газа внутри сгустков шло медленнее, чемрасширение разреженного водорода между самими сгущениями. Позднее из отдельныхучастков с помощью собственного притяжения образовались сверхгалактики ископления галактик. Итак, крупнейшие структурные единицы Вселенной — сверхгалактики — являются результатом неравномерного распределения водорода,которое происходило на ранних этапах истории Вселенной.
Солнечная система: состав иособенности
Солнечная система — это спаянная силами взаимного притяжения системанебесных тел.В неё входят: центральное тело — Солнце, 9 больших планет с ихспутниками( которых известно уже более 60), несколько тысячь малых планет, или астероидов, несколько сотнаблюдавшихся комет и бесчисленное множество метеорных тел. Гравитационноепритяжение солнца является главной силой, определяющей движение всехобращающихся вокруг него тел Солнечной системы. Двигаясь в Галактике, Солнечнаясистема время от времени пролетает сквозь межзвездные газопылевые облака.Вследствие крайней разряженности вещества этих облаков погружение Солнечнойсистемы в облако может проявится только при небольшом поглощении и рассеяниисолнечных лучей.. Будучи вращающейся системой тел, Солнечная система обладаетмоментом количества движения (МКД). Главная часть его связана с орбитальнымдвижение планет вокруг Солнца. Ядракомет по своему химическому составу родственны планетам — гигантам: они состоятиз водяного льда и льдов различных газов с примесью каменистых веществ.Сравнительно недавно открытый Хирон, движущийся в основном между орбитамиСатурна и Урана, вероятно, подобен ледяным ядрам комет и небольшим спутникамдалёких от Солнца планет.. У малых планет, именно вследствие их малыхразмеров, недра подогревались значительно меньше, чем у планет земной группы, ипоэтому их вещество зачастую претерпело лишь небольшие изменения со времени ихобразования. Измерения возраста метеоритов (по содержанию радиоактивных элементови продуктов их распада) показали, что они, а следовательно вся Солнечнаясистема существует около 5 миллиардов лет. Этот возраст Солнечной системынаходится в согласии с измерениями древнейших земных и лунных образцов.
Планеты земной группы
Меркурий — самая близкая к Солнцу планета Солнечной системы.Расположена на расстоянии 58 млн. км от Солнца. Из-за близости к Солнцу и малыхвидимых размеров Меркурий долго оставался малоизученной планетой. Поверхностьусеяна кратерами разных размеров, причём их распределение по величине диаметрааналогично распределению кратеров Луны. Это говорит о том, что они образовалисьв результате интенсивной метеоритной бомбардировки миллиарды лет назад напервых этапах эволюции планеты.
В начальный периуд своейистории Меркурий, по-видимому, испытывал сильное внутреннее разогревание, закоторым следовало одна или несколько эпох вулканизма.После завершения процессаформирования планеты её поверхность была гладкой.Далее наступил период интенсивнойбомбардировки Меркурия остатками допланетного роя. Следующий этапхарактиризовался активным вулканизмом и выходов потоков лавы, заполнившейкрупные бассеины.Этот период завершился около 3 милрд. лет назад.
Венера — вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Землепланета Солнечной системы.
Земля.Сегодня известно, что наша планета образовалась около4,6млрд. лет назад. Существование осадочных пород, возраст которых превосходит3,5 млрд. лет, служит доказательством существования на Земле обширных водоёмовуже в ту далёкую пору.Атмосферное давление на уровне поверхности океанасоставляет при нормальных условиях приблизительно 0,1МПа. Полагают, что земнаяатмосфера сильно изменилась в процессе эволюции: обогатилась кислородом иприобрела современный состав в результате длительного взаимодействия с горнымипородами и при участии биосферы, т.е. растительных и животных организмов.Доказательством того, что такие изменения действительно произошли, служат,например, залежи каменного угля и мощные пласты отложений карбонатов восадочных породах. Они содержат громадное количество углерода, который раньшевходил в состав земной атмосферы в виде углекислого газа и окиси углерода.Учёные считают, что древняя атмосферапроизошла из газообразных продуктов вулканических извержений; о её составесудят по химическому анализу образцов газа, «замурованных» в полостяхдревних горных пород. В исследованных образцах, возраст которых приблизительно3,5 млрд. лет содержится приблизительно 60% углекислого газа, а остальные 40% — соединения серы, аммиак, хлористый и фтористый водород. А небольшом количественайдены азот и инертные газы. Весь кислород был химически связанным. Одной изважнейших задач современной науки о Земле является изучение эволюции атмосферы,поверхности и наружных слоёв Земли, а так же внутреннее строение её недр.
Что ждёт Землю в будущем? Вконце концов недра Земли остынут дотакой степени, что движение материков( а значит, и горообразование, извержениявулканов, землятрясения) постепенно ослабнут и прекратятся.Выветривание современем сотрёт неровности поверхности, и поверхность планеты скроется подводой. Дальнейшая её судьба будет определяться средневековой температурой.Еслиона значительно понизится, то океан замёрзнет и Земля покроется ледянойкоркой.Если же температура повысится ( а скорее всего именно это к этому иприведёт возрастающая активностьСолнца), то вода испариться. Очевидно, ни в том, ни в другом случае жизньчеловечества на Земле будет уже не возможна, по крайней мере в нашемсовременном представлении о ней.
Марс — четвёртая по расстоянию от Солнца планета Солнечнойсистемы. На звёздном небе она выглядит как немигающая точа красного цвета,которая время от времени значительно превосходит по блеску звезды первойвеличины. На протяжении долгой геологической истории Марса его поверхностьизменяли извержения вулканов и мрсотрясени, глубокие шрамы оставили метеориты,ветер, вода и льды.
Планеты-гиганты
Юпитер — пятая по расстоянию от Солнца и самая большаяпланета Солнечной системыЮ, питерский океан состоит из главного на планетеэлемента — водорода.
Сатурн — вторая по величине среди планет Солнечнойсистемы. Кольца Сатурна — одно из самыхудивительных и интересных образований в Солнечной системе. Плоская системаколец опоясывает планету вокруг экватора и нигде не соприкасается споверхностью.
Уран — седьмая по порядку от Солнца планета Солнечнойсистемы. Уран имеет 9 плотных, узких идалеко стоящих друг от друга колец.
Нептун — восьмая по счёту планета Солнечной системы. наНептуне заметны пяина антициклонов.
Плутон Из 9 известных больших планет Солнечной системы наиболее удалён от Солнца. Он является самоймаленькой среди больших планет
Процесс превращения частиц туманности — в планеты.
а) Этап первый — слипаниечастиц.Сотни миллионов лет идет этот процесс слияния мелких частиц вкрупные небесные тела. По мере увеличения своих размеров они становятся всеболее шарообразными. Растет масса — возрастает сила тяжести на их поверхности.
б) Этап второй — разогревание.Внутри планеты, в смеси с другимиоказываются зажатыми радиоактивныевещества. Они отличаются тем, что непрерывно выделяют тепло, чуть заметнонагреваются… Но в толще планеты этому теплу некуда выйти, нет вентиляции, нетомывающей влаги. А на глубине десятков километров тепло сохраняется, разогреваягорные породы.
в) Этап третий — вулканическая деятельность.В некоторых местахнедра планеты накаляются докрасна.Камни плавятся, превращаются в раскаленную,светящуюся оранжево-белым светом огненную кашу — «магму». Происходит извержение вулканаТаких вулкановна планете много. Они помогают молодой планете «бороться сперегревом». Постепенно в атмосфере почти исчезли водород и гелий, и онастала состоять в основном из вулканических газов.
ФИЛОСОФСКО-МИРОВОЗЗРЕНЧЕСКИЕ ПРОБЛЕМЫ
КОСМОЛОГИЧЕСКОЙЭВОЛЮЦИИ
Возникновение и развитиесовременной космологии имеет большоемировоззренческое значение. Оно во многом изменило наши прежние представления онаучной картине мира. Особенно радикальным было открытие так называемого красногосмещения, свидетельствующего о расширении Вселенной. Этот факт нельзя было неучитывать при построении космологических моделей. Считать ли Вселеннуюбесконечной или конечной — зависит от конкретных эмпирических исследований ипрежде всего от определения плотности материи во Вселенной. Однако оценкаплотности распределения материи во Вселенной наталкивается на серьезныетрудности, связанные с наличием так называемого скрытого (невидимого) веществав виде темных облаков космической материи. Хотя никакого окончательного выводао том, является ли Вселенная конечной или бесконечной, сделать пока еще нельзя,но многие свидетельства говорят, по-видимому, в пользу бесконечной ее модели. Во всяком случае,такая модель лучше согласуется с неограниченно расширяющейся Вселенной. Замкнутаяже модель предполагает конец такого расширения и допущение ее последующегосжатия. Коренной недостаток такой модели состоит в том, что пока современнаянаука не располагает какими-либо фактами, подтверждающими подобное сжатие. Ктому же сторонники замкнутой Вселенной признают, что эволюция Вселеннойначалась с «большого взрыва». Наконец, остается нерешенной и проблемаоценки плотности распределения материи и связанной с ней величины кривизныпространства — времени.
Важной проблемой остается иоценка возраста Вселенной, который определяется по длительности ее расширения.Если бы расширение Вселенной происходило с постоянной скоростью, равной внастоящее время 75 км/с, то время, истекшее с начала «большоговзрыва», составило бы 13 млрд. лет. Однако есть основания считать, что еерасширение происходит с замедлением. Тогда возраст Вселенной будет меньше. Сдругой стороны, если допустить существование отталкивающих космологических сил,тогда возраст Вселенной будет больше.
Но развитие науки продолжается, и есть основания надеяться, что и этитруднейшие проблемы со временем будут разрешены.
СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О ВОЗНИКНОВЕНИИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
Раздел астрономии, в котором изучаются вопросыпроисхождения и развитиянебесныхтел, называется космогонией.Космогония исследует процессы изменения форм космической материи, приводящие кобразованию отдельных небесных тел и их систем, и направление их последующейэволюции. Космогонические исследования приводят и к решению таких проблем, каквозникновение химических элементов и космических лучей, появление магнитныхполей и источников радиоизлучения.
Решение космогонических проблем связано с большимитрудностями, так как возникновение и развитие небесных тел происходит стольмедленно, что проследить эти процессы путем непосредственных наблюденийневозможно; сроки протекания космических событий так велики, что вся историяастрономии в сравнении с их длительностью представляется мгновением. Поэтомукосмогония из сопоставления одновременно наблюдаемых физических свойствнебесных тел устанавливает характерные черты последовательных стадий ихразвития.
Недостаточность фактических данных приводит кнеобходимости оформлять результаты космогонических исследований в видегипотез, т.е. научных предположений, основанных на наблюдениях, теоретическихрасчетах и основных законах природы. Дальнейшее развитие гипотезы показывает, вкакой мере она соответствует законам природы и количественной оценкепредсказанных ею фактов.
Выводы космогонии, приводящие к утверждению материальногоединства Вселенной, закономерности совершающихся в ней процессов и причиннойсвязи всех наблюдаемых явлений имеют глубокий философский смысл и служатобоснованием научного материалистического мировоззрения.
Возникновениеи эволюция звезд являются центральной проблемой космогонии.
Эволюция звезд
Возникшие в газопылевойсреде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственноготяготения, получили название протозвезд. По мере сжатия плотность и температурапротозвезды повышается, и она начинает обильно излучать в инфракрасномдиапазоне спектра. Длительность стадии сжатия протозвезд различна: при массеменьше солнечной — сотни миллионов лет, а у массивных — сотни тысяч лет. Когдатемпература в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов,в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этомвыделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающаявещество до самосвечения — протозвезда превращается в обычную звезду.Звездапостепенно превращается в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости отмассы, и становится старой звездой. Проходя стадию желтого сверхгиганта, звездаможет оказаться пульсирующей, т.е. физической переменной звездой, и остаться втакой стадии красного сверхгиганта.Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массыуже слабо притягивается ее ядром и, постепенно удаляясь от него, образуетпланетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остается лишьгорячее ядро звезды — белый карлик
Эволюция массивных звездпроисходит более бурно. В конце своей жизни такая звезда может взорватьсясверхновой звездой, а ее ядро, резко сжавшись, превратится в сверхплотныйобъект — нейтронную звезду или даже черную дыру. Сброшенная оболочка,обогащенная гелием и другими образовавшимися в недрах звезды химическимиэлементами, рассеивается в пространстве и служит материалом для формированиязвезд нового поколения. Следовательно, некоторые характерные различия всодержании тяжелых химических элементов в звездах тоже могут служить признакомих формирования и возраста. В частности, есть основания полагать, что Солнце — звезда второго поколения, в которой есть примеси вещества в свое времяпрошедшего через горячие недра звезд первого поколения.
Исследование звездных ассоциаций привело акад. В.А. Амбарцумяна квыводу о том, что звезды Галактики возникли неодновременно, что образованиезвезд представляет собой незаконченный процесс, продолжающийся и в настоящеевремя, и что звездные ассоциации являются теми местами Галактики, в которыхпроизошло групповое формирование звезд.
Всовременной космогонии по вопросу о возникновении звезд существуют две точкизрения: 1)зве