|
| |||
Реферат: Физика звезд Республика Экзаменационный реферат по астрономии на тему: Физика Звезд Выполнил ученик Зайнутдинов Ф. М. 11 В класса, шк.6. Проверил: Калистратова С.С. г. Бугульма, 2001 год ВВЕДЕНИЕ Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, в котором мы живем. Самые ранние представления людей о нем сохранились в сказках и
легендах. Прошли века и тысячелетия, прежде чем возникла и получила
глубокое обоснование и развитие наука о Вселенной, раскрывшая нам
замечательную простату, удивительный порядок мироздания. Недаром еще в
древней Греции ее называли Космосом а это слово первоначально означало Системы мира - это представления о расположении в пространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел. В древнеиндийской книге, которая называется «Ригведа», что значит От науки это было очень далеко. Но важно здесь другое. Замечательна и грандиозна сама дерзкая цель - объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истоки уверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадать ее устройство, создать в своем воображении полную картину мира. СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ В ясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острым зрением увидит на небосводе не более двух - трех тысяч мерцающих точечек. В списке, составленном во 2 веке до нашей эры знаменитом древнегреческим астрономом Гиппархом и дополненном позднее Птолемеем, значится 1022 звезды. Гевелий же, последний астроном, производивший такие подсчеты без помощи телескопа, довел их число до 1533. Но уже в древности подозревали о существовании большого числа звезд,
невидимых глазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что
белесоватая полоса, протянувшаяся через все небо, которую мы называем Но и это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Ещё до открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, по тем временам замечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьба которого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце - это одна из звёзд Вселенной. Всего только одна из великого множества, а не центр всей Вселенной. Но тогда и любая другая звезда тоже вполне может обладать своей собственной планетной системой. Если Коперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Идея Бруно породила немало поразительных следствий. Из неё вытекала оценка расстояний до звёзд. Действительно, Солнце - это звезда, как и другие, но только самая близкая к нам. Поэтому - то оно такое большое и яркое. А на какое расстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выглядело так, как, например, Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 - 1695). Он сравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится от нас в сотни раз дальше, чем Солнце. Чтобы лучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света, пролетающий за одну секунду 300 тысяч километров, затрачивает на путешествие от Сириуса к нам несколько лет. Астрономы говорят в этом случае о расстоянии в несколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса - 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут. Конечно, разные звезды отличаются друг от друга (это и учтено в современной оценке расстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас часто остаётся очень трудной, а иногда и просто неразрешимой задачей для астрономов, хотя со времени Гюйгенса придумано для этого немало новых способов. Замечательная идея Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом к овладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильно раздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд. 3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из
звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не
вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью. Нормальные звезды Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые. Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько
яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости,
но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний,
яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости ? Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Гиганты и карлики Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет. Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами. Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо
больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что
температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”. ЖИЗНЕННЫЙ ЦИКЛ ЗВЕЗДЫ Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет знергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Со лнце уже израсходовало половину водородного топлива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом? После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики. После чего они просто угасают. В процессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют! ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы. Открытые звездные скопления Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется. Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать. Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что
их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не
очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных
облаков, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Шаровые звездные скопления В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой
сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и
даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы
наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы
видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды. Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения. Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений,
которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в
себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или
менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет
назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из
которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Эта звезда получила название Мира - чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира. Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, многочисленные наблюдения переменных звезд производятся астрономами- любителями. С помощыо специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеиной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом. Графики блеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды
мсняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке
времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же
звезды меняются совершенно непредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам
относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется
оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть
другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь
и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, примерно
так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее
известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей
звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты
в последней стадии своего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят,
как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна. Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. Неправильные переменные звезды R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно
непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным
глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной
величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. ВСПЫХИВАЮЩИЕ И ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ Вспыхивающие звезды Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и
солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Двойные звезды Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное. Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды
двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки,
лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно
представить себе как точку опоры, если вообразить звезды сидящими на
детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем
дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Открытие двойных звезд Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению
более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь
звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть
невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда,
обнаруженная с помощью измерений ее положения. Спектроскопические двойные
звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Измеренне скоростей звезд двойной системы и применение законного
тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение
двойных звезд - это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тесные двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные системы - явление нередкое. Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой. Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы. Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа. Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню
тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что
представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в ПУЛЬСАРЫ Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы. РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо в нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380 Дж. Те
звезды, которые неудачно называют новыми на самом деле
существуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг
за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на
много звездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении
многих лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию. При
вспышках новых звезд из их атмосфер со скоростью 1000 км/с
выбрасываются внешние газовые оболочки массой в тысячи раз меньшей масс РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХ ВЕЩЕСТВ Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд
одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют
одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллы в 120 раз
превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость
единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения. Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды
горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. На примере белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории создать невозможно. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений. ВСЕЛЕННАЯ Больше всего на свете - сама Вселенная, охватывающая и включающая в
себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления и ячейки. Планеты, звёзды, галактики поражают нас удивительным разнообразием своих свойств, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная, Вселенная в целом ? Её главное свойство - однородность. Об этом можно сказать и точнее. Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой - «сплошной» и
однородной. Проще устройства и не придумать. Нужно сказать, что об этом
люди уже давно подозревали. Указывая из соображений максимальной простоты
устройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль В однородном мире все «места» равноправны и любое из них может претендовать на, что оно - Центр мира. А если так, то, значит, никакого центра мира вовсе не существует. У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже
и не догадывались. Вселенная находиться в движении - она расширяется. Во все времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и
неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего
века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашей Галактики. Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в 1922 - 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математически доказал, что мир - это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам. Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужно сделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 - 1929 годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик. Он обнаружил, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной. Конечно, это не означает, что галактики разбегаются именно от нас. Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления
были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридмана следует, что
пятнадцать - двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не
было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности. Это
вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния и
началось общее расширение, которое привело со временем к образованию Общие представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке смогла появиться современная наука о строении и эволюции Вселенной - космология. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Мы знаем строение Вселенной в огромном объеме пространства, для
пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль
человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границами наблюдаемой
области мира ? Бесконечна ли Вселенная по объему ? И её расширение - почему
оно началось и будет ли оно всегда продолжаться в будущем ? А каково
происхождение «скрытой» массы ? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты ? Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют. Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ Космос: Сборник. “Научно - популярная литература” (Сост. Ю. И. Коптев и С.
|
|