Utviklingen og strukturen til galakser kort. Struktur og utvikling av galaksen. Lokal gruppe av galakser. Galaksen Melkeveien

Send ditt gode arbeid i kunnskapsbasen er enkelt. Bruk skjemaet nedenfor

Studenter, hovedfagsstudenter, unge forskere som bruker kunnskapsbasen i studiene og arbeidet vil være deg veldig takknemlig.

Lagt ut på http://www.allbest.ru/

Ikke-statlig utdanningsinstitusjon

høyere profesjonsutdanning

ABSTRAKT

i henhold til begrepet moderne naturvitenskap

om emnet: "Evolusjon og struktur av galaksen"

Moskva 2013

Introduksjon

1. Evolusjon av galakser

2. Struktur av galakser

3. Strukturen til galaksen vår (Melkeveien)

Konklusjon

Bibliografi

Introduksjon

For øyeblikket er det ingen tilfredsstillende teori om galaksenes opprinnelse og utvikling. Det er flere konkurrerende hypoteser for å forklare dette fenomenet, men hver har sine egne alvorlige problemer. I følge inflasjonshypotesen begynte prosessen med deres gravitasjonsforening i klynger og deretter til galakser etter at de første stjernene dukket opp i universet. Nylig har denne teorien blitt stilt spørsmål ved. Moderne teleskoper er i stand til å "se" så langt at de ser objekter som eksisterte omtrent 400 tusen år etter Big Bang. Det ble oppdaget at fullformede galakser allerede eksisterte på den tiden. Det antas at det gikk for kort tid mellom fremveksten av de første stjernene og den ovennevnte utviklingsperioden for universet, og ifølge Big Bang-teorien ville galakser rett og slett ikke hatt tid til å dannes.

En annen vanlig hypotese er at kvantevibrasjoner hele tiden oppstår i et vakuum. De skjedde også helt i begynnelsen av universets eksistens, da prosessen med inflasjonsutvidelse av universet, ekspansjon med superluminal hastighet, var i gang. Dette betyr at selve kvantesvingningene utvidet seg (fra det latinske fluctuatio - oscillasjon), og til størrelser som kanskje var mange, mange ganger større enn den opprinnelige størrelsen. De av dem som eksisterte i øyeblikket da inflasjonen opphørte, forble "oppblåst" og viste seg dermed å være de første graviterende inhomogenitetene i universet. Det viser seg at materie hadde omtrent 400 tusen år på seg til å gjennomgå gravitasjonskompresjon rundt disse inhomogenitetene og danne gasståker. Og så begynte prosessen med fremveksten av stjerner og transformasjonen av tåker til galakser.

1. Evolusjon av galakser

Dannelsen av galakser anses som et naturlig stadium i universets utvikling, som skjer under påvirkning av gravitasjonskrefter. Tilsynelatende, for rundt 14 milliarder år siden, begynte separasjonen av protoclusters i det primære stoffet (proto fra gresk - først). I protocluster ble grupper av galakser separert i løpet av forskjellige dynamiske prosesser. Variasjonen av galakseformer er assosiert med mangfoldet av startbetingelser for dannelsen av galakser. Sammentrekningen av galaksen varer rundt 3 milliarder år. I løpet av denne tiden forvandles gasskyen til et stjernesystem. Stjerner dannes ved gravitasjonskompresjon av gassskyer. Når sentrum av den komprimerte skyen når tettheter og temperaturer som er tilstrekkelige til at termonukleære reaksjoner kan skje effektivt, blir en stjerne født. I dypet av massive stjerner oppstår termonukleær fusjon av kjemiske elementer tyngre enn helium. Disse elementene kommer inn i det primære hydrogen-helium-miljøet under stjerneeksplosjoner eller under stille utstrømning av materie med stjerner. Grunnstoffer tyngre enn jern dannes under enorme supernovaeksplosjoner. Dermed beriker førstegenerasjonsstjerner primærgassen med kjemiske elementer som er tyngre enn helium. Disse stjernene er de eldste og består av hydrogen, helium og svært små mengder tunge grunnstoffer. I andre generasjons stjerner er blandingen av tunge elementer mer merkbar, siden de er dannet av en primærgass som allerede er beriket med tunge elementer. Prosessen med stjernefødsel skjer med den pågående kompresjonen av galaksen, så dannelsen av stjerner skjer nærmere og nærmere midten av systemet, og jo nærmere sentrum, jo flere tunge elementer bør det være i stjernene. Denne konklusjonen stemmer godt overens med data om overflod av kjemiske elementer i stjerner i haloen til vår galakse og elliptiske galakser. I en roterende galakse dannes stjernene i den fremtidige glorie på et tidligere stadium av sammentrekningen, når rotasjonen ennå ikke har påvirket galaksens generelle form.

Bevis på denne epoken i vår galakse er kuleformede stjernehoper. Når kompresjonen av protogalaksen stopper, er den kinetiske energien til de resulterende skivestjernene lik energien til den kollektive gravitasjonsinteraksjonen. På dette tidspunktet skapes forhold for dannelsen av en spiralstruktur, og fødselen av stjerner skjer i spiralgrenene, der gassen er ganske tett. Dette er tredje generasjons stjerner. Disse inkluderer vår sol. Reservene av interstellar gass blir gradvis oppbrukt, og stjernenes fødsel blir mindre intens. Om noen milliarder år, når alle gassreserver er oppbrukt, vil spiralgalaksen forvandles til en linseformet galakse, bestående av svake røde stjerner. Elliptiske galakser er allerede på dette stadiet: all gassen i dem ble konsumert for 10-15 milliarder år siden. Galaksenes alder er omtrent samme alder som universet. En av astronomiens hemmeligheter er fortsatt spørsmålet om hva galaksekjernene er. En veldig viktig oppdagelse var at noen galaktiske kjerner er aktive. Denne oppdagelsen var uventet. Tidligere ble det antatt at den galaktiske kjernen ikke var noe mer enn en klynge på hundrevis av millioner stjerner. Det viste seg at både den optiske og radiostrålingen til noen galaktiske kjerner kan endre seg over flere måneder. Dette betyr at i løpet av kort tid frigjøres en enorm mengde energi fra kjernene, hundrevis av ganger større enn det som frigjøres under en supernovaeksplosjon. Slike kjerner kalles "aktive", og prosessene som skjer i dem kalles "aktivitet". I 1963 ble gjenstander av en ny type oppdaget utenfor grensene til vår galakse. Disse gjenstandene har et stjerneformet utseende. Over tid fant de ut at deres lysstyrke er mange titalls ganger større enn lysstyrken til galakser! Det mest fantastiske er at lysstyrken deres endres. Kraften til strålingen deres er tusenvis av ganger større enn kraften til aktive kjerner. Disse gjenstandene ble kalt kvasarer. Det antas nå at kjernene til noen galakser er kvasarer.

Forskere begynte å ta en seriøs tilnærming til problemet med galakseevolusjon på midten av 1940-tallet. Disse årene var preget av viktige funn i stjerneastronomi. Det var mulig å finne ut at blant stjernehoper, åpne og kuleformede, er det unge og gamle, og forskere var til og med i stand til å anslå deres alder. Det var nødvendig å gjennomføre en slags folketelling i galakser av forskjellige typer og sammenligne resultatene. I hvilke galakser (elliptiske eller spiralformede), i hvilke klasser av galakser er yngre eller eldre stjerner dominerende. En slik studie ville gi en klar indikasjon på utviklingsretningen til galakser og ville gjøre det mulig å klargjøre den evolusjonære betydningen av Hubble-klassifiseringen av galakser. Men først trengte astronomer å finne ut det numeriske forholdet mellom forskjellige typer galakser. Direkte studier av fotografier tatt ved Mount Wilson Observatory gjorde det mulig for Hubble å oppnå følgende resultater: elliptiske galakser - 23 %, spiralgalakser - 59 %, sperrede spiraler - 15 %, uregelmessige - 3 %.

Astrofysikeren Edwin Powell Hubble foreslo en interessant klassifisering av galakser i 1926 og forbedret den i 1936. Denne klassifiseringen kalles "Hubble-stemmegaffelen". Fram til hans død i 1953. Hubble forbedret systemet sitt, og etter hans død ble dette gjort av den amerikanske astronomen Allan Rex Samndige, som i 1961 introduserte betydelige innovasjoner til Hubble-systemet. stjerne galaksen for mørk materie Melkeveien

Imidlertid behandlet astronomen Yuri Nikolaevich Efremov i 1948 data fra galaksekatalogen til den amerikanske astronomen Harlow Shapley og NASA Research Center. Ames og kom til følgende konklusjoner: elliptiske galakser er i gjennomsnitt 4 størrelser svakere enn spiralgalakser i absolutt størrelse. Blant dem er det mange dverggalakser. Hvis vi tar denne omstendigheten i betraktning og regner om antall galakser per volumenhet, viser det seg at det er omtrent 100 ganger flere elliptiske galakser enn spiralgalakser. De fleste spiralgalakser er gigantiske galakser, de fleste elliptiske galakser er dverggalakser. Blant begge er det selvfølgelig en viss spredning i størrelse; det er elliptiske gigantiske galakser og spiraldverger, men det er svært få av begge. I 1947 trakk H. Shapley oppmerksomheten på det faktum at antallet lyssterke superkjemper gradvis avtar etter hvert som vi beveger oss fra uregelmessige galakser til spiralgalakser, og deretter til elliptiske. Det viste seg at det var nettopp de uregelmessige galaksene og galaksene med sterkt forgrenede grener som var unge. H. Shapley uttrykte deretter ideen om at overgangen til galakser fra en klasse til en annen ikke nødvendigvis skjer. Det er mulig at galaksene alle ble dannet slik vi ser dem, og deretter bare langsomt utviklet seg i retning av å jevne ut og avrunde formene deres. Det er sannsynligvis ingen ensrettet endring i galakser. H. Shapley trakk oppmerksomheten til en annen viktig omstendighet. Doble galakser er ikke et resultat av at en galakse kolliderer og blir fanget av en annen. Spiralgalakser sameksisterer ofte i slike par med elliptiske. Slike galaktiske par oppsto etter all sannsynlighet sammen. I dette tilfellet er det umulig å anta at de har gått gjennom en vesentlig annen utviklingsvei. I 1949 trakk den sovjetiske astronomen Boris Vasilyevich Kukarkin oppmerksomhet til eksistensen av ikke bare parede galakser, men også galaksehoper. I mellomtiden kan alderen til en galaksehop, bedømt ut fra himmelmekanikkdata, ikke overstige 10-12 milliarder år. Dermed viste det seg at galakser med forskjellige former dannet seg nesten samtidig i Metagalaksen. Dette betyr at overgangen til hver galakse i løpet av dens eksistens fra en type til en annen er helt unødvendig.

2. Struktur av galakser

Galamcticen (gammelgresk GblboYabt - Melkeveien) er et gravitasjonsbundet system av stjerner, interstellar gass, støv og mørk materie. Alle objekter i galakser deltar i bevegelse i forhold til et felles massesenter. Galakser er ekstremt fjerne objekter; avstanden til de nærmeste måles vanligvis i megaparsek, og til fjernere - i enheter av rødforskyvning z. Det er nettopp på grunn av deres avstand at bare tre av dem kan skilles på himmelen med det blotte øye: Andromedatåken (synlig på den nordlige halvkule), de store og små magellanske skyene (synlig på den sørlige halvkule). Det var ikke mulig å løse bilder av galakser ned til individuelle stjerner før på begynnelsen av 1900-tallet. På begynnelsen av 1990-tallet var det ikke mer enn 30 galakser der individuelle stjerner kunne sees, og alle var en del av den lokale gruppen. Etter oppskytingen av Hubble-romteleskopet og igangsettingen av 10 meter bakkebaserte teleskoper, økte antallet galakser der det var mulig å skille enkeltstjerner kraftig. Et av de uløste problemene i strukturen til galakser er mørk materie, som bare manifesterer seg i gravitasjonsinteraksjon. Den kan utgjøre opptil 90 % av den totale massen til galaksen, eller den kan være helt fraværende, som i dverggalakser.

Galaksen består av en skive, en glorie og en korona.

1. Halo (sfærisk komponent av galaksen). Stjernene er konsentrert mot sentrum av galaksen, og tettheten av materie, høyt i sentrum av galaksen, faller ganske raskt med avstanden fra den.

2. Bulen er den sentrale, tetteste delen av haloen innen flere tusen lysår fra sentrum av galaksen.

3. Stellar disk (flat komponent av Galaxy). Det ser ut som to plater brettet i kantene. Konsentrasjonen av stjerner i skiven er mye større enn i haloen. Stjernene inne i skiven beveger seg i sirkulære baner rundt sentrum av galaksen. Solen befinner seg i stjerneskiven mellom spiralarmene.

Den sentrale, mest kompakte delen av galaksen kalles kjernen. Kjernen har en høy konsentrasjon av stjerner, med tusenvis av stjerner i hver kubikk parsec. I sentrum av nesten hver galakse er det en veldig massiv kropp - svart hull - med så kraftig gravitasjon at dens tetthet er lik eller større enn tettheten til atomkjerner. Faktisk er hvert sort hull lite i rommet, men i form av masse er det rett og slett en monstrøs, rasende roterende kjerne. Navnet "svart hull" er helt klart uheldig, siden det ikke er et hull i det hele tatt, men en veldig tett kropp med kraftig gravitasjon - slik at selv lysfotoner ikke kan unnslippe det. Og når et sort hull akkumulerer for mye masse og kinetisk rotasjonsenergi, blir balansen mellom masse og kinetisk energi forstyrret i det, og så driver det ut fragmenter fra seg selv, som (de mest massive) blir små sorte hull av andre orden, mindre fragmenter blir fremtidige stjerner, når de samler store hydrogenatmosfærer fra galaktiske skyer, og små fragmenter blir til planeter, når det oppsamlede hydrogenet ikke er nok til å starte termonukleær fusjon. Jeg tror at galakser er dannet av massive sorte hull; dessuten foregår den kosmiske sirkulasjonen av materie og energi i galakser. For det første absorberer det sorte hullet stoff som er spredt i Metagalaxy: på dette tidspunktet, takket være tyngdekraften, fungerer det som en "støv- og gasssuger". Hydrogen spredt i Metagalaxy er konsentrert rundt det sorte hullet, og det dannes en sfærisk ansamling av gass og støv. Rotasjonen av det sorte hullet trekker med seg gass og støv, noe som får den sfæriske skyen til å flate ut, og danner en sentral kjerne og armer. Etter å ha samlet en kritisk masse, begynner det sorte hullet i sentrum av gass- og støvskyen å skyte ut fragmenter (fragmentoider), som bryter bort fra det med høy akselerasjon, tilstrekkelig til å bli kastet inn i en sirkulær bane rundt det sentrale sorte hullet. I bane, i samspill med gass- og støvskyer, fanger disse fragmentoidene gass og støv. Store fragmentoider blir stjerner. Svarte hull trekker med sin tyngdekraft inn kosmisk støv og gass, som faller ned i slike hull, blir veldig varme og sender ut røntgenstråler. Når mengden materie rundt et sort hull blir knapp, reduseres gløden kraftig. Dette er grunnen til at noen galakser har en sterk glød i sentrum, mens andre ikke har det. Svarte hull er som kosmiske "mordere": gravitasjonen deres tiltrekker til og med fotoner og radiobølger, og det er grunnen til at det sorte hullet i seg selv ikke avgir og ser ut som en helt svart kropp. Men sannsynligvis blir gravitasjonsbalansen inne i sorte hull periodisk forstyrret, og de begynner å kaste ut klumper av supertett stoff med sterk tyngdekraft, under påvirkning av hvilken disse klumpene antar en sfærisk form og begynner å tiltrekke seg støv og gass fra det omkringliggende rommet. . Fra det fangede stoffet dannes faste, flytende og gassformige skall på disse kroppene. Jo mer massiv klumpen av supertett stoff (fragmentoid) som ble kastet ut av det sorte hullet var, jo mer støv og gass vil det samle seg fra det omkringliggende rommet (hvis, selvfølgelig, dette stoffet er tilstede i det omkringliggende rommet). Nesten alt det molekylære materialet i det interstellare mediet er konsentrert i det ringformede området av den galaktiske skiven (3-7 kpc). Den synlige strålingen fra de sentrale delene av galaksen er fullstendig skjult for oss av tykke lag med absorberende stoff.

Det er tre typer galakser: spiral, elliptiske og uregelmessige. Spiralgalakser har en veldefinert skive, armer og glorier. I sentrum er en tett klynge av stjerner og interstellar materie, og helt i sentrum er et svart hull. Armene i spiralgalakser strekker seg fra midten og vrir seg til høyre eller venstre avhengig av rotasjonen til kjernen og det sorte hullet (mer presist, en supertett kropp) i midten. I midten av den galaktiske skiven er en sfærisk kondensering kalt en bule. Antall grener (armer) kan være forskjellig: 1, 2, 3,... men oftest er det galakser med bare to grener. I galakser inkluderer haloen stjerner og svært sjeldne gasser som ikke er inkludert i spiralene eller skiven. Vi lever i en spiralgalakse kalt Melkeveien, og på klare dager er galaksen vår tydelig synlig på nattehimmelen som en bred, hvitaktig stripe over himmelen. Galaksen vår er synlig for oss i profilen. Kulehoper i sentrum av galakser er praktisk talt uavhengige av posisjonen til den galaktiske skiven. Armene til galakser inneholder en relativt liten del av alle stjerner, men nesten alle varme stjerner med høy lysstyrke er konsentrert i dem. Stjerner av denne typen anses som unge av astronomer, så spiralarmene til galakser kan betraktes som stedet for stjernedannelse. Elliptiske galakser finnes ofte i tette klynger av spiralgalakser. De har form som en ellipsoide eller en ball, og sfæriske er vanligvis større enn ellipsoide. Rotasjonshastigheten til ellipsoide galakser er mindre enn for spiralgalakser, og det er grunnen til at skiven deres ikke er dannet. Slike galakser er vanligvis mettet med kulehoper av stjerner. Elliptiske galakser, mener astronomer, består av gamle stjerner og er nesten helt blottet for gass. Uregelmessige galakser har vanligvis lav masse og volum og inneholder få stjerner. Som regel er de satellitter av spiralgalakser. De har vanligvis svært få kulehoper av stjerner. Eksempler på slike galakser er satellittene til Melkeveien - de store og små magellanske skyene. Men blant de irregulære galaksene er det også små elliptiske galakser.

3. Strukturen til galaksen vår (Melkeveien)

Melkeveien - fra lat. via laktea "melkeveien"

I den sovjetiske astronomiske skolen ble Melkeveien ganske enkelt kalt «vår galakse» eller «Melkeveissystemet»; Uttrykket "Melkeveien" ble brukt for å referere til de synlige stjernene som optisk utgjør Melkeveien for en observatør.

Diameteren til galaksen er omtrent 30 tusen parsecs (omtrent 100 000 lysår, 1 quintillion kilometer) med en estimert gjennomsnittlig tykkelse på omtrent 1000 lysår. Galaksen inneholder, ifølge det laveste anslaget, rundt 200 milliarder stjerner (moderne estimater varierer fra 200 til 400 milliarder). Hovedtyngden av stjerner er plassert i form av en flat skive. Fra januar 2009 er massen til galaksen beregnet til 3·10 12 solmasser, eller 6·10 42 kg. Det meste av galaksens masse finnes ikke i stjerner og interstellar gass, men i en ikke-lysende glorie av mørk materie. Det var ikke før på 1980-tallet at astronomer foreslo at Melkeveien var en sperret spiralgalakse i stedet for en vanlig spiralgalakse. Denne antagelsen ble bekreftet i 2005 av romteleskopet Lyman Spitzer, som viste at den sentrale stangen i galaksen vår er større enn tidligere antatt. Unge stjerner og stjerneklynger, hvis alder ikke overstiger flere milliarder år, er konsentrert nær skivens plan. De danner den såkalte flate komponenten. Blant dem er mange lyse og varme stjerner. Gassen i galaksens disk er også hovedsakelig konsentrert nær flyet. Den er ujevnt fordelt og danner mange gasskyer - fra gigantiske skyer med heterogen struktur, over flere tusen lysår i utstrekning, til små skyer som ikke er mer enn en parsek i størrelse. I den midtre delen av galaksen er det en fortykkelse kalt en bule, som er omtrent 8 tusen parsec i diameter. Sentrum av den galaktiske kjernen ligger i stjernebildet Skytten. Avstanden fra solen til sentrum av galaksen er 8,5 kiloparsek (2,62·10 17 km, eller 27 700 lysår). I sentrum av galaksen er det tilsynelatende et supermassivt sort hull som antageligvis et svart hull med gjennomsnittlig masse og en omløpsperiode på rundt 100 år og flere tusen relativt små roterer rundt. Deres kombinerte gravitasjonseffekt på nabostjerner får sistnevnte til å bevege seg langs uvanlige baner. Det er en antagelse om at de fleste galakser har supermassive sorte hull i kjernen. De sentrale områdene av galaksen er preget av en sterk konsentrasjon av stjerner: hver kubikk parsec nær sentrum inneholder mange tusen av dem. Avstandene mellom stjerner er titalls og hundrevis av ganger mindre enn i nærheten av solen. Som de fleste andre galakser er massefordelingen i Melkeveien slik at banehastigheten til de fleste stjernene i denne galaksen ikke avhenger vesentlig av deres avstand fra sentrum. Videre fra den sentrale broen til den ytre sirkelen er den vanlige rotasjonshastigheten til stjerner 210-240 km/s. En slik fordeling av hastighet, som ikke observeres i solsystemet, hvor forskjellige baner har ulik rotasjonshastighet, er en av forutsetningene for eksistensen av mørk materie. Lengden på den galaktiske stangen antas å være omtrent 27 000 lysår. Denne stangen passerer gjennom sentrum av galaksen i en vinkel på 44 ± 10 grader til linjen mellom vår sol og sentrum av galaksen. Den består først og fremst av røde stjerner, som anses som svært gamle. Jumperen er omgitt av en ring kalt "Five Kiloparsec Ring". Denne ringen inneholder det meste av galaksens molekylære hydrogen og er et aktivt stjernedannende område i galaksen vår. Hvis den ble observert fra Andromedagalaksen, ville Melkeveiens galaktiske bar være en lys del av den.

Galaksen vår tilhører klassen spiralgalakser, noe som betyr at galaksen har spiralarmer plassert i skivens plan. Skiven er nedsenket i en sfærisk glorie, og rundt den er det en sfærisk korona. Solsystemet ligger i en avstand på 8,5 tusen parsec fra det galaktiske sentrum, nær det galaktiske planet (forskyvning mot Nordpolen Galaksen er bare 10 parsec unna), på den indre kanten av en arm kalt Orion-armen. Dette arrangementet gjør det ikke mulig å observere formen på ermene visuelt. Nye data fra observasjoner av molekylær gass (CO) tyder på at vår galakse har to armer, som starter ved en bar i den indre delen av galaksen. I tillegg er det et par ermer til i innerdelen. Disse armene forvandles deretter til en firearmsstruktur observert i den nøytrale hydrogenlinjen i de ytre delene av galaksen. Flertall himmellegemer kombinert i ulike roterende systemer. Dermed kretser Månen rundt Jorden, satellittene til de gigantiske planetene danner sine egne systemer, rike på kropper. For mer høy level, Jorden og andre planeter kretser rundt solen. Et naturlig spørsmål dukket opp: er solen også en del av et enda større system? Den første systematiske studien av dette problemet ble utført på 1700-tallet av den engelske astronomen William Herschel. Han telte antall stjerner i forskjellige områder på himmelen og oppdaget at det var en stor sirkel på himmelen (senere ble den kalt den galaktiske ekvator), som deler himmelen i to like deler og hvor antallet stjerner er størst . I tillegg, jo nærmere en del av himmelen er denne sirkelen, jo flere stjerner er det. Til slutt ble det oppdaget at det var på denne sirkelen Melkeveien lå. Takket være dette gjettet Herschel at alle stjernene vi observerte danner et gigantisk stjernesystem, som er flatet ut mot den galaktiske ekvator. Først ble det antatt at alle objekter i universet er deler av vår galakse, selv om Kant også antydet at noen tåker kunne være galakser som ligner Melkeveien. Så tidlig som i 1920 skapte spørsmålet om eksistensen av ekstragalaktiske objekter debatt (for eksempel den berømte store debatten mellom Harlow Shapley og Heber Curtis; førstnevnte forsvarte det unike ved galaksen vår). Kants hypotese ble endelig bevist først på 1920-tallet, da Edwin Hubble var i stand til å måle avstanden til noen spiraltåker og vise at de på grunn av avstanden deres ikke kan være en del av galaksen.

Konklusjon

Det er en syklus av materie i universet, hvis essens er spredning av materie ved supermassive sorte hull, eksplosjoner av novaer og supernovaer, og deretter samlingen av spredt materie av planeter, stjerner og sorte hull ved hjelp av deres gravitasjon. Det var ingen Big Bang, som et resultat av at vårt univers (Metagalaxy) ble født fra en singularitet. Eksplosjoner (og veldig kraftige) skjer og har skjedd i Metagalaxy med jevne mellomrom her og der. Universet pulserer ikke, det koker rett og slett, det er uendelig, og vi vet veldig lite om det og forstår enda mindre om det. Det er ingen endelig teori som forklarer universet og prosessene som skjer i det, og det vil det aldri bli. Teorier og hypoteser samsvarer med utviklingsnivået til vår teknologi, vår vitenskap og erfaringen som menneskeheten har samlet for øyeblikket. Derfor må vi behandle den akkumulerte erfaringen så nøye som mulig og alltid sette fakta over teori. Så snart noen vitenskap gjør det motsatte, slutter den umiddelbart å være åpen informasjon System og blir til en ny religion. I vitenskapen er hovedsaken tvil, og i religion er det tro.

Bibliografi:

1. Wikipedia. Tilgangsadresse: http://ru.wikipedia.org/wiki/

2. Agekyan T.A. Stjerner, galakser, metagalakse. - M.: Nauka, 1981.

3. Vaucouleurs J. Klassifisering og morfologi av galakser // Structure of star systems. Per. med ham. - M., 1962.

4. Zeldovich Ya.B. Novikov I.D. Universets struktur og utvikling, - M.: Nauka, 1975.

5. Levchenko I.V. Det mangesidige universet // Oppdagelser og hypoteser, LLC "Intelligence Media". - 9. september (67), 2007.

6. Novikov I. D., Frolov V. P. Black holes in the Universe // Advances in Physical Sciences. - 2001. - T. 131. Nr. 3.

Skrevet på Allbest.ru

Lignende dokumenter

Hypotese om opprinnelsen til stjerner og solsystemet og utviklingen av galakser. Teorien om stjernedannelse fra gass på grunn av gravitasjonsustabilitet. Konseptet med termodynamikk av jordens atmosfære og stadiet av konvektiv likevekt. Transformasjon av en stjerne til en hvit dverg.

sammendrag, lagt til 31.08.2010

Definisjon av begrepet entropi og prinsippene for dens økning. Forskjeller mellom to typer termodynamiske prosesser - reversible og irreversible. Samhold og mangfold organisk verden. Strukturen og utviklingen av stjerner og jorden. Opprinnelse og utvikling av galakser.

test, lagt til 17.11.2011

Dannelse av de grunnleggende prinsippene for kosmologisk teori - vitenskapen om universets struktur og utvikling. Kjennetegn på teorier om universets opprinnelse. Big Bang-teorien og universets utvikling. Universets struktur og dets modeller. Essensen av konseptet kreasjonisme.

presentasjon, lagt til 11.12.2012

Revolusjon innen naturvitenskap, fremveksten og videreutviklingen av læren om atomets struktur. Megaverdenens sammensetning, struktur og tid. Quark-modell av hadroner. Evolusjon av Metagalaxy, galakser og individuelle stjerner. Moderne bilde av universets opprinnelse.

kursarbeid, lagt til 16.07.2011

Prinsipper for usikkerhet, komplementaritet, identitet i kvantemekanikk. Modeller av universets utvikling. Egenskaper og klassifisering av elementærpartikler. Evolusjon av stjerner. Opprinnelse, struktur av solsystemet. Utvikling av ideer om lysets natur.

jukseark, lagt til 15.01.2009

Universets struktur og utvikling. Hypoteser om universets opprinnelse og struktur. Romtilstanden før Big Bang. Kjemisk oppbygning stjerner i henhold til spektralanalyse. Strukturen til en rød kjempe. Svarte hull, skjult masse, kvasarer og pulsarer.

sammendrag, lagt til 20.11.2011

Konseptet om evolusjon som en prosess med selvutvikling og komplikasjon av materie fra dens enkleste former til fremveksten av komplekse sosiale formasjoner. Kjennetegn på de viktigste evolusjonsteorier. Tegn på å nærme seg katastrofepunktet. Begrunnelse av teorien om epigenese.

presentasjon, lagt til 12.01.2014

Fremveksten av klassen amfibier (amfibier) er et viktig skritt i utviklingen av virveldyr. Struktur og egenskaper til frosker av amfibieklassen. Reptiler, deler dem inn i grupper. Strukturen til øgler og krokodiller. Spesialisert struktur av slanger og skilpadder.

test, lagt til 24.04.2009

Studie av det evolusjonære mønsteret til dyreverdenen. Studie av egenskapene til nervesystemet av den diffuse, nodal- og stammetypen. Strukturen i hjernen til leddyr. Utvikling av generell motorisk koordinasjon hos bruskfisk. Stadier av evolusjon av virveldyrs hjerne.

presentasjon, lagt til 18.06.2016

Konseptet med åpne systemer introdusert av ikke-klassisk termodynamikk. Teorier, hypoteser og modeller for opprinnelsen til galakser. Forutsetninger for å forklare utvidelsen av universet. " Det store smellet": dens årsaker og kronologi. Stadier og konsekvenser av evolusjon.

Dannelsen og strukturen til galakser er det neste viktige spørsmålet om universets opprinnelse. Det studeres ikke bare av kosmologi som vitenskapen om universet, men også kosmogoni (gresk. "Goneya" betyr fødsel) er et vitenskapsfelt som studerer opprinnelsen og utviklingen av kosmiske kropper og deres systemer (planetarisk, stjerne-, galaktisk kosmogoni er forskjellig). Kosmologi baserer sine konklusjoner på lovene om fysikk, kjemi og geologi.

Galaxy er gigantiske klynger av stjerner og deres systemer (opptil ca. 10 13 stjerner), som har sitt eget senter (kjerne) og forskjellige former (sfæriske, spiralformede, elliptiske, oblate eller til og med uregelmessige). Kjernene i galakser produserer hydrogen, universets grunnleggende substans. Størrelsen på galakser varierer fra flere titalls lysår til 18 millioner lysår. I den delen av universet som er synlig for oss - Metagalaksen - er det milliarder av galakser og i hver av dem er det milliarder av stjerner. Alle galakser beveger seg bort fra hverandre, og hastigheten på denne "utvidelsen" øker etter hvert som galaksene beveger seg bort. Galakser er langt fra statiske strukturer: de endrer form og omriss, kolliderer og absorberer hverandre. Galaksen vår oppsluker for tiden Skyttens dverggalakse. Om omtrent 5 milliarder år vil en "kollisjon av verdener" skje. Nabogalaksene Melkeveien og Andromedatåken beveger seg sakte, men uunngåelig mot hverandre med en hastighet på 500 tusen km/t.

Galaksen vår heter Melkeveien og består av 150 milliarder stjerner. Vi ser denne stjernehopen på klare netter som en stripe av Melkeveien. Den består av en kjerne og flere spiralgrener. Dens dimensjoner er 100 tusen lysår. Galaksens alder er omtrent 15 milliarder år. Den nærmeste galaksen til Melkeveien (som en lysstråle når i løpet av 2 millioner år) er Andromedatåken. De fleste stjernene i galaksen vår er konsentrert i en gigantisk "skive" i form av en bikonveks linse som er omtrent 1500 lysår tykk. Stjerner og tåker i galaksen beveger seg i svært komplekse baner. Først og fremst deltar de i rotasjonen av galaksen rundt sin akse med en hastighet på omtrent 250 km/s. Solen befinner seg i en avstand på omtrent 30 tusen lysår fra sentrum av galaksen. Under sin eksistens gjorde solen omtrent 25 omdreininger rundt sin rotasjonsakse.

Prosessen med galaksedannelse - i motsetning til dannelsen av stjerner og syntesen av elementer i dem - er ennå ikke godt forstått. I 1963, ved grensen til det observerbare universet, oppdaget de kvasarer(kvasistjerneradiokilder) er de kraftigste kildene til radioutslipp i universet med en lysstyrke som er hundrevis av ganger større enn lysstyrken til galakser og størrelser titalls ganger mindre enn dem. Det ble antatt at kvasarer representerer kjernene til nye galakser, og derfor fortsetter prosessen med galaksedannelse til i dag.

Poeten spurte: «Hør! Tross alt, hvis stjernene lyser, betyr det at noen trenger det?» Vi vet at stjerner er nødvendige for å skinne, og solen vår gir energien som er nødvendig for vår eksistens. Hvorfor trengs galakser? Det viser seg at det også trengs galakser, og Solen gir oss ikke bare energi. Astronomiske observasjoner viser at det er en kontinuerlig utstrømning av hydrogen fra galaksekjernene. Dermed er kjernene til galakser fabrikker for produksjon av universets viktigste byggemateriale - hydrogen.

Hydrogen, hvis atom består av ett proton i kjernen og ett elektron i sin bane, er den enkleste "byggesteinen" som mer komplekse atomer dannes fra i dypet av stjerner i prosessen med atomreaksjoner. Dessuten viser det seg at det ikke er tilfeldig at stjerner har forskjellige størrelser. Jo større masse en stjerne har, jo mer komplekse atomer syntetiseres i dens dybder.

Solen vår, som en vanlig stjerne, produserer bare helium fra hydrogen (som produseres av kjernene til galakser); veldig massive stjerner produserer karbon - den viktigste "byggesteinen" av levende materie. Det er det galakser og stjerner er til for. Hva er jorden til for? Den produserer alle nødvendige stoffer for eksistensen av menneskeliv. Hvorfor eksisterer mennesket? Vitenskapen kan ikke svare på dette spørsmålet, men det kan få oss til å tenke på det igjen.

Hvis noen trenger "tenning" av stjernene, så trenger noen kanskje en person også? Vitenskapelige data hjelper oss å formulere en idé om formålet vårt, meningen med livene våre. Når du svarer på disse spørsmålene, betyr det å vende seg til utviklingen av universet å tenke kosmisk. Naturvitenskapen lærer oss å tenke kosmisk, samtidig som vi ikke bryter opp fra virkeligheten i vår eksistens.

Spørsmålet om dannelsen og strukturen til galakser er det neste viktige spørsmålet om universets opprinnelse. Det studeres ikke bare av kosmologi, som vitenskapen om universet - en enkelt helhet, men også av kosmogoni (gresk "gonea" betyr fødsel) - et vitenskapsfelt der opprinnelsen og utviklingen av kosmiske kropper og deres systemer studeres (planetarisk, stjerne-, galaktisk kosmogoni er forskjellig).

En galakse er en gigantisk klynge av stjerner og deres systemer, som har sitt eget senter (kjerne) og forskjellige, ikke bare sfæriske, men ofte spiralformede, elliptiske, oblate eller generelt uregelmessig form. Det er milliarder av galakser, og hver av dem inneholder milliarder av stjerner.

Galaksen vår heter Melkeveien og består av 150 milliarder stjerner. Oka består av en kjerne og flere spiralgrener. Dens dimensjoner er 100 tusen lysår. De fleste stjernene i galaksen vår er konsentrert i en gigantisk "skive" som er omtrent 1500 lysår tykk. Solen befinner seg i en avstand på omtrent 30 tusen lysår fra sentrum av galaksen.

Den nærmeste galaksen til vår (som lysstrålen reiser 2 millioner år til) er "Andromeda-tåken". Den heter slik fordi det var i stjernebildet Andromeda at det første ekstragalaktiske objektet ble oppdaget i 1917. Dens tilhørighet til en annen galakse ble bevist i 1923 av E. Hubble, som fant stjerner i dette objektet gjennom spektralanalyse. Senere ble stjerner oppdaget i andre tåker.

Og i 1963 ble kvasarer (kvasistjerneradiokilder) oppdaget - de kraftigste kildene til radioutslipp i universet med en lysstyrke hundrevis av ganger større enn lysstyrken til galakser og størrelser titalls ganger mindre enn dem. Det ble antatt at kvasarer representerer kjernene til nye galakser, og derfor fortsetter prosessen med galaksedannelse til i dag.

Astronomi og romforskning

Stjerner studeres av astronomi (fra den greske "astron" - stjerne og "nomos" lov) - vitenskapen om strukturen og utviklingen av kosmiske kropper og deres systemer. Denne klassiske vitenskapen opplever sin andre ungdom på 1900-tallet på grunn av den raske utviklingen av observasjonsteknologi - dens viktigste forskningsmetode: reflekterende teleskoper, strålingsmottakere (antenner), etc. I USSR i 1974 Stavropol-regionen en reflektor med en speildiameter på 6 m, som samler lys millioner av ganger mer enn det menneskelige øyet.

Astronomi studerer radiobølger, lys, infrarødt, ultrafiolett, røntgenstråling og gammastråler. Astronomi er delt inn i himmelmekanikk, radioastronomi, astrofysikk og andre disipliner.

For tiden er astrofysikk en del av astronomi som studerer fysiske og kjemiske fenomener som forekommer i himmellegemer, deres systemer og i verdensrommet. I motsetning til fysikk, som er basert på eksperimenter, er astrofysikk først og fremst basert på observasjoner. Men i mange tilfeller er forholdene der materie finnes i himmellegemer og systemer forskjellige fra de som er tilgjengelige for moderne laboratorier (ultrahøye og ultralave tettheter, høye temperaturer, etc.). Takket være dette fører astrofysisk forskning til oppdagelsen av nye fysiske lover.

Den iboende betydningen av astrofysikk bestemmes av det faktum at hovedoppmerksomheten i relativistisk kosmologi for tiden overføres til universets fysikk - materiens tilstand og fysiske prosesser, som forekommer på forskjellige stadier av universets ekspansjon, inkludert de tidligste stadiene.

En av hovedmetodene for astrofysikk er spektralanalyse. Hvis du savner en hvit stråle sollys gjennom en smal spalte, og deretter gjennom et trekantet glassprisme, brytes det opp i komponentfargene, og en regnbuefargestripe vises på skjermen med en gradvis overgang fra rødt til fiolett - et kontinuerlig spekter. Den røde enden av spekteret er dannet av strålene som er minst avbøyd når de passerer gjennom et prisme, den fiolette enden er den mest avbøyde. Til hver kjemisk element tilsvarer veldefinerte spektrallinjer, noe som gjør det mulig å bruke denne metoden for å studere stoffer.

Dessverre passerer ikke kortbølget stråling - ultrafiolett, røntgenstråler og gammastråler - gjennom jordens atmosfære, og her kommer vitenskapen til hjelp for astronomer, som inntil nylig først og fremst ble ansett som teknisk - astronautikk (fra det greske "nautike" - navigasjonskunsten), som gir romutforskning for menneskehetens behov ved å bruke fly.

Kosmonautikk studerer problemer: teorier om romflukt - beregninger av baner, etc.; vitenskapelig og teknisk - design av romraketter, motorer, kontrollsystemer om bord, oppskytningsanlegg, automatiske stasjoner og bemannede romfartøy, vitenskapelige instrumenter, bakkebaserte flykontrollsystemer, banemålingstjenester, telemetri, organisering og forsyning av orbitale stasjoner, etc. .; medisinsk og biologisk – opprettelse av livsstøttesystemer om bord, kompensasjon av uønskede fenomener i menneskekroppen forbundet med overbelastning, vektløshet, stråling, etc.

Astronautikkens historie begynner med teoretiske beregninger av menneskets utgang til utenomjordisk rom, som ble gitt av K.E. Tsiolkovsky i sitt arbeid "Undersøkelse av verdensrom med reaktive instrumenter" (1903). Arbeidet innen rakettteknologi begynte i USSR i 1921. De første oppskytningene av raketter med flytende brensel ble utført i USA i 1926.

De viktigste milepælene i astronautikkens historie var: oppskytingen av den første kunstige jordsatellitten 4. oktober 1957, den første bemannede flyturen til verdensrommet 12. april 1961, måneekspedisjonen i 1969, opprettelsen av bemannede orbitale stasjoner i lavt. - Jordens bane, og oppskytingen av et gjenbrukbart romfartøy. Arbeidet ble utført parallelt i USSR og USA, men i i fjor det har vært en konsolidering av innsatsen innen romutforskning. I 1995 ble det felles Mir-Shuttle-prosjektet gjennomført, der romfartøy fra American Shuttle ble brukt til å levere astronauter til den russiske orbitalstasjonen Mir.

Evnen til å studere kosmisk stråling ved orbitale stasjoner, som er forsinket av jordens atmosfære, bidrar til betydelig fremgang innen astrofysikk.

Universets struktur

universet på sitt meste ulike nivåer, fra konvensjonelle elementære partikler til gigantiske superklynger av galakser, er det iboende struktur. Moderne struktur Universet er et resultat av kosmisk evolusjon, der galakser ble dannet fra protogalakser, stjerner fra protostjerner og planeter fra protoplanetære skyer.

En metagalakse er en samling av stjernesystemer - galakser, og dens struktur bestemmes av deres fordeling i rommet, fylt med ekstremt forseldet intergalaktisk gass og penetrert av intergalaktiske stråler.

I følge moderne konsepter er Metagalaxy preget av en cellulær (mesh, porøs) struktur. Disse ideene er basert på astronomiske observasjonsdata, som har vist at galakser ikke er jevnt fordelt, men er konsentrert nær cellegrensene, innenfor hvilke det nesten ikke er noen galakser. I tillegg er det funnet enorme volumer av rom (i størrelsesorden en million kubikk megaparsek) der galakser ennå ikke er oppdaget. En romlig modell av en slik struktur kan være et stykke pimpstein, som er heterogen i små isolerte volumer, men homogen i store volumer.

Hvis vi ikke tar individuelle seksjoner av Metagalaxy, men dens storskalastruktur som helhet, så er det åpenbart at i denne strukturen er det ingen spesielle, særegne steder eller retninger, og saken er relativt jevnt fordelt.

Alderen til Metagalaxy er nær universets alder, siden dannelsen av strukturen skjer i perioden etter separasjonen av materie og stråling. I følge moderne data er alderen til Metagalaxy anslått til 15 milliarder år. Forskere mener at alderen for galakser som ble dannet i et av de innledende stadiene av utvidelsen av Metagalaxy, tilsynelatende er nær dette.

En galakse er et gigantisk system som består av klynger av stjerner og tåker, og danner en ganske kompleks konfigurasjon i verdensrommet.

Basert på deres form er galakser konvensjonelt delt inn i tre typer: elliptiske, spiralformede og uregelmessige.

Elliptiske galakser har den romlige formen som en ellipsoide med varierende grad av kompresjon. De er de enkleste i struktur: fordelingen av stjerner avtar jevnt fra sentrum.

Spiralgalakser presenteres i en spiralform, inkludert spiralarmer. Dette er den mest tallrike galaksetypen, som inkluderer vår galakse - Melkeveien.

Uregelmessige galakser har ikke en distinkt form og mangler en sentral kjerne.

Noen galakser er preget av eksepsjonelt kraftig radiostråling som overstiger synlig stråling. Dette er radiogalakser.

I strukturen til "vanlige" galakser kan man ganske enkelt skille en sentral kjerne og en sfærisk periferi, presentert enten i form av enorme spiralgrener eller i form av en elliptisk skive, inkludert de varmeste og lyseste stjernene og massive gasskyer .

Galaktiske kjerner viser sin aktivitet i forskjellige former: i kontinuerlig utstrømning av materiestrømmer; i utslipp av gassklumper og gasskyer med en masse på millioner av solmasser; i ikke-termisk radioutslipp fra det perinukleære området.

De eldste stjernene, hvis alder er nær galaksens alder, er konsentrert i kjernen av galaksen. Middelaldrende og unge stjerner er lokalisert i den galaktiske skiven.

Stjerner og tåker i en galakse beveger seg på en ganske kompleks måte: sammen med galaksen deltar de i utvidelsen av universet, i tillegg deltar de i rotasjonen av galaksen rundt dens akse.

Stjerner. På moderne scene Under utviklingen av universet er stoffet i det hovedsakelig i en stjernetilstand. 97 % av stoffet i vår galakse er konsentrert i stjerner, som er gigantiske plasmaformasjoner av forskjellige størrelser, temperaturer og med forskjellige bevegelseskarakteristikker. Mange, om ikke de fleste, andre galakser har «stjernematerie» som utgjør mer enn 99,9 % av massen deres.

Stjernenes alder varierer over et ganske bredt spekter av verdier: fra 15 milliarder år, tilsvarende universets alder, til hundretusener – de yngste. Det er stjerner som for tiden dannes og er i protostellarstadiet, dvs. de har ikke blitt ekte stjerner ennå.

Av stor betydning er studiet av forholdet mellom stjerner og det interstellare mediet, inkludert problemet etterutdanning stjerner fra kondenserende diffus (spredt) materie.

Fødselen av stjerner skjer i gass-støvtåker under påvirkning av gravitasjons-, magnetiske og andre krefter, på grunn av hvilke ustabile homogeniteter dannes og diffust stoff brytes opp i en serie kondensasjoner. Hvis slike kondensasjoner vedvarer lenge nok, blir de over tid til stjerner. Det er viktig å merke seg at fødselsprosessen ikke er av en individuell isolert stjerne, men av stjerneassosiasjoner. De resulterende gasslegemene tiltrekkes av hverandre, men kombineres ikke nødvendigvis til en enorm kropp. I stedet har de en tendens til å spinne i forhold til hverandre, og sentrifugalkraften til denne bevegelsen motvirker tyngdekraften, noe som fører til ytterligere konsentrasjon. Stjerner utvikler seg fra protostjerner, gigantiske kuler av gass som lyser svakt og har lav temperatur, til stjerner, tette plasmalegemer med indre temperaturer på millioner av grader. Så starter prosessen med kjernefysiske transformasjoner, beskrevet i kjernefysikk. Den viktigste utviklingen av materie i universet fant sted og skjer i dypet av stjerner. Det er der "smeltedigelen" er lokalisert, som bestemte den kjemiske utviklingen av materie i universet.

I dypet av stjerner, ved en temperatur i størrelsesorden 10 millioner K, og ved en veldig høy tetthet, er atomer i en ionisert tilstand: elektroner er nesten fullstendig eller absolutt alle separert fra atomene deres. De gjenværende kjernene samhandler med hverandre, på grunn av hvilket hydrogen, som er rikelig i de fleste stjerner, omdannes med deltakelse av karbon til helium. Disse og lignende kjernefysiske transformasjoner er kilden til kolossale mengder energi båret bort av stjernestråling.

Den enorme energien som sendes ut av stjerner genereres som et resultat av kjernefysiske prosesser som skjer inne i stjerner. De samme kreftene som slippes ut i en eksplosjon hydrogenbombe, danner energi inne i stjernen som gjør at den kan sende ut lys og varme i millioner og milliarder av år på grunn av omdannelsen av hydrogen til tyngre grunnstoffer, og fremfor alt til helium. Som et resultat, på det siste stadiet av evolusjonen, blir stjerner til inerte ("døde") stjerner.

Stjerner eksisterer ikke isolert, men danner systemer. De enkleste stjernesystemene – de såkalte multiple systemene – består av to, tre, fire, fem eller flere stjerner som kretser rundt et felles tyngdepunkt. Komponentene i noen flere systemer er omgitt av et felles skall av diffust stoff, hvis kilde tilsynelatende er stjernene selv, som kaster det ut i verdensrommet i form av en kraftig gassstrøm.

Stjerner er også forent i enda større grupper - stjernehoper, som kan ha en "spredt" eller "sfærisk" struktur. Åpne stjernehoper teller flere hundre individuelle stjerner, kulehoper teller mange hundre tusen.

Assosiasjoner, eller klynger av stjerner, er heller ikke uforanderlige og evig eksisterende. Etter en viss tid, anslått i millioner av år, blir de spredt av kreftene til galaktisk rotasjon.

Solsystemet er en gruppe himmellegemer, svært forskjellige i størrelse og fysisk struktur. Denne gruppen inkluderer: Solen, ni store planeter, dusinvis av planetariske satellitter, tusenvis av små planeter (asteroider), hundrevis av kometer og utallige meteorittlegemer, som beveger seg både i svermer og i form av individuelle partikler. I 1979 var 34 måner og 2000 asteroider kjent. Alle disse kroppene er forent i ett system på grunn av gravitasjonskraften til sentrallegemet - Solen. Solsystemet er et ordnet system som har sine egne strukturelle lover. Solsystemets enhetlige natur manifesteres i det faktum at alle planetene kretser rundt solen i samme retning og i nesten samme plan. De fleste av planetenes satellitter (deres måner) roterer i samme retning og i de fleste tilfeller i ekvatorialplanet til planeten deres. Solen, planetene, satellittene til planetene roterer rundt sine akser i samme retning som de beveger seg langs banene deres. Strukturen til solsystemet er også naturlig: hver påfølgende planet er omtrent dobbelt så langt fra solen som den forrige. Tatt i betraktning lovene for strukturen til solsystemet, virker det umulig å danne den ved et uhell.

Det er heller ingen generelt aksepterte konklusjoner om mekanismen for planetdannelse i solsystemet. Solsystemet anslås å ha dannet seg for omtrent 5 milliarder år siden, med solen som en andre (eller enda senere) generasjonsstjerne. Dermed oppsto solsystemet fra avfallsprodukter fra stjerner fra tidligere generasjoner, som samlet seg i gass- og støvskyer. Denne omstendigheten gir grunnlag for å kalle solsystemet en liten del av stjernestøv. Om opprinnelsen til solsystemet og dets historisk utvikling vitenskapen vet mindre enn nødvendig for å bygge en teori om planetdannelse. Fra den første vitenskapelige hypoteser, fremsatt for omtrent 250 år siden, har den til i dag blitt foreslått stort antall ulike modeller for opprinnelsen og utviklingen av solsystemet, men ingen av dem har blitt forfremmet til rangering av en allment akseptert teori. De fleste av de tidligere fremsatte hypotesene er i dag kun av historisk interesse.

De første teoriene om solsystemets opprinnelse ble fremsatt av den tyske filosofen I. Kant og den franske matematikeren P.S. Laplace. Teoriene deres kom inn i vitenskapen som en slags kollektiv kosmogonisk hypotese av Kant-Laplace, selv om de ble utviklet uavhengig av hverandre.

Ifølge denne hypotesen ble planetsystemet rundt Solen dannet som et resultat av tiltreknings- og frastøtningskreftene mellom partikler av spredt stoff (tåker) i rotasjonsbevegelse rundt Solen.

Begynnelsen på neste trinn i utviklingen av syn på dannelsen av solsystemet var hypotesen til den engelske fysikeren og astrofysikeren J.X. Jeans. Han foreslo at solen en gang kolliderte med en annen stjerne, som et resultat av at en strøm av gass ble revet ut av den, som kondenserte og forvandlet seg til planeter. Men gitt den enorme avstanden mellom stjernene, virker en slik kollisjon helt usannsynlig. En mer detaljert analyse avdekket andre mangler ved denne teorien.

Moderne konsepter om opprinnelsen til planetene i solsystemet er basert på det faktum at det er nødvendig å ta hensyn til ikke bare mekaniske krefter, men også andre, spesielt elektromagnetiske. Denne ideen ble fremmet av den svenske fysikeren og astrofysikeren H. Alfvén og den engelske astrofysikeren F. Hoyle. Det anses som sannsynlig at det var elektromagnetiske krefter som spilte en avgjørende rolle i solsystemets fødsel. I følge moderne ideer besto den opprinnelige gasskyen som solen og planetene ble dannet fra, av ionisert gass utsatt for påvirkning av elektromagnetiske krefter. Etter at solen ble dannet fra en enorm gasssky gjennom konsentrasjon, forble små deler av denne skyen i veldig stor avstand fra den. Gravitasjonskraften begynte å tiltrekke den gjenværende gassen til den resulterende stjernen - Solen, men magnetfeltet stoppet den fallende gassen på forskjellige avstander - akkurat der planetene befinner seg. Gravitasjons- og magnetiske krefter påvirket konsentrasjonen og kondenseringen av den fallende gassen, og som et resultat ble det dannet planeter. Da de største planetene oppsto, ble den samme prosessen gjentatt i mindre skala, og skapte dermed satellittsystemer. Teorier om solsystemets opprinnelse er av hypotetisk natur, og det er umulig å entydig løse spørsmålet om deres pålitelighet på det nåværende stadiet av vitenskapelig utvikling. I alt eksisterende teorier Det er motsetninger og uklare områder.

Konklusjon

Som det fremgår av ovenstående, har ulike tilnærminger, hypoteser og konsepter om universets opprinnelse gitt et stort bidrag til utviklingen av astrofysikk og naturlig nok vitenskapelig kunnskap verden rundt oss som helhet.

Et viktig faktum er at disse modellene av universet ga opphav til andre områder av vitenskapelig kunnskap, spesielt relatert til universets utvikling.

Konseptet " galakse" V moderne språk betyr enorme stjernesystemer. Det kommer fra det greske ordet "melk, melkeaktig" og ble tatt i bruk for å betegne stjernesystemet vårt, som representerer en lys stripe med en melkeaktig fargetone som strekker seg over hele himmelen og derfor kalles "Melkeveien". Antall stjerner i den er flere hundre milliarder, det vil si omtrent en billion (10 12). Den har form som en skive med en fortykkelse i midten.

Diameteren på galaksens skive er 10 21 m. Galaksens armer har en spiralform, det vil si at de divergerer i spiraler fra kjernen. I en av armene, i en avstand på omtrent 3 × 10 20 m fra kjernen, er det Solen, som ligger nær symmetriplanet. De mest tallrike stjernene i galaksen vår er dverger (massen deres er omtrent 10 ganger mindre enn solens masse). I tillegg til enkeltstjerner og deres satellitter (planeter), er det doble og flere stjerner og hele stjernehoper (Pleiadene). Mer enn 1000 av dem er allerede oppdaget.. Kulehoper inneholder røde og gule stjerner - kjemper og superkjemper. Et av objektene i galaksen er tåker, hovedsakelig bestående av gass og støv. Det interstellare rommet er fylt med felt og tynn interstellar gass. Galaksen roterer rundt sentrum, og vinkel- og lineære hastigheter endres med økende avstand fra sentrum. Den lineære hastigheten til solen rundt sentrum av galaksen er 250 km/s. Solen fullfører sin bane på omtrent 290 millioner år (2×10 8 år).

På begynnelsen av det tjuende århundre ble det bevist at det finnes andre enn galaksen vår. Galakser varierer sterkt i størrelse, antall stjerner inkludert i dem, lysstyrke og utseende. De er angitt med numre som de er oppført under i kataloger.

Basert på deres utseende er galakser konvensjonelt delt inn i tre typer: elliptiske, spiralformede og uregelmessige.

Nesten en fjerdedel av alle studerte galakser er elliptiske. Dette er de enkleste galaksene i struktur.

Spiralgalakser er den mest tallrike typen. Den inkluderer Andromedatåken (en av de nærmeste galaksene til oss), omtrent 2,5 millioner lysår unna oss.

Uregelmessige galakser har ikke sentrale kjerner; ingen mønstre har ennå blitt oppdaget i deres struktur. Dette er de store og små magellanske skyene, som er satellitter til galaksen vår.

Galakser, som det viser seg, danner grupper (tivis av galakser) og klynger som består av hundrevis og tusenvis av galakser. Oppdagelser på slutten av 70-tallet av det tjuende århundre viste at galakser i superklynger er ujevnt fordelt: de er konsentrert nær cellegrensene, det vil si at universet har en cellulær (mesh, porøs) struktur. På små skalaer er materie i universet ujevnt fordelt. På store skalaer er den homogen og isotropisk. Metagalaksen er ikke-stasjonær. La oss merke seg noen trekk ved utvidelsen av metagalaksen:

1. Ekspansjon manifesterer seg bare på nivået med klynger og superklynger av galakser. Galaksene i seg selv utvider seg ikke.

2. Det er ikke noe senter som ekspansjon skjer fra.

Spørsmålet om dannelsen og strukturen til galakser er det neste viktige spørsmålet om universets opprinnelse. Det studeres ikke bare kosmologi som en vitenskap om universet - en enkelt helhet, men også kosmogoni(gresk "gonos" betyr fødsel) er et vitenskapsfelt der opprinnelsen og utviklingen av kosmiske kropper og deres systemer studeres (det skilles galaktisk, stjerne-, planetarisk kosmogoni).

Hvordan ble galakser og stjerner dannet? Tettheten av materie i universet var ikke den samme i forskjellige deler, og materie fra nærliggende områder ble tiltrukket av områder med høyere tetthet. Områder med høy tetthet ble dermed enda tettere. Den såkalte "øyer" materie som begynte å krympe på grunn av sin egen tyngdekraft. Innenfor øyene ble det dannet separate «miniøyer» med enda høyere tettheter. Galakser ble dannet fra de opprinnelige øyene, og stjerner ble dannet fra miniøyer. Denne prosessen ble fullført innen 1 milliard år.

Galakser er gigantiske klynger av stjerner og deres systemer, som har sitt eget senter (kjerne) og forskjellige, ikke bare sfæriske, men ofte spiralformede, elliptiske, oblate eller generelt uregelmessige former. Det er milliarder av galakser, og hver av dem inneholder milliarder av stjerner.

Galaksen vår heter Melkeveien. Selve ordet galakse kommer fra gresk. "galaktikos" - melkeaktig. De har fått navnet sitt fordi stjernehopen ligner en hvitaktig sky. Galaksen vår tilhører gruppen spiralgalakser og består av tre deler. 100 milliarder stjerner i galaksen er konsentrert i en gigant disk ca 1500 lysår tykk og ca 100 000 lysår i diameter. Bevegelsen av stjerner utføres i nesten sirkulære baner rundt sentrum av galaksen. Solen befinner seg i skiven i en avstand på omtrent 30 tusen lysår fra sentrum av galaksen. Den andre delen av galaksen er sfærisk delsystem, som også har rundt 100 milliarder stjerner. Men de beveger seg i svært langstrakte baner, hvis fly passerer gjennom sentrum av galaksen. Diameteren til det sfæriske delsystemet er nær diameteren til skiven. Den tredje, ytre, delen av galaksen kalles halo. Størrelsen er 10 ganger større enn størrelsen på disken og den består av mørk materie, slik kalt fordi den ikke har stjerner og det ikke kommer lys fra den. Den kan ikke sees, men gjenkjennes av tilstedeværelsen av tyngdekraften. Massen av mørk materie i haloen er 10 ganger større enn den totale massen til alle stjernene i galaksen.

Hva den mørke materien består av er uklart. Det er mange antakelser: fra elementærpartikler til dvergstjerner. Det kosmologiske miljøet som helhet består av fire komponenter: 1) mørk energi; 2) mørk materie; 3) baryoner (vanlig materie); 4) stråling. Stråling inkluderer reliktstråling (fotoner), nøytrinoer og antinøytrinoer.

Mørk energi(eller kosmisk vakuum) - "dette er en tilstand av det kosmiske miljøet som har en konstant tetthet i tid og overalt den samme i rommet - og dessuten i ethvert referansesystem" 1. Ingenting er kjent om den fysiske naturen til mørk energi. Nyere observasjoner viser at for 6-8 milliarder år siden ga bremset ekspansjon vei til akselerert ekspansjon. Årsaken antas å være at tidligere for 6-8 milliarder år siden rådde tyngdekraften, og deretter antigravitasjonen. Dette argumenterer for tilstedeværelsen av mørk energi. Det kosmiske vakuumet utgjør 67% av verdens totale energi, mørk materie - 30%, og vanlig materie - 3%.

Den nærmeste galaksen til vår (som lysstrålen når om 2 millioner år) er Andromedatåken. Den heter slik fordi det var i stjernebildet Andromeda at det første ekstragalaktiske objektet ble oppdaget i 1917. Dens tilhørighet til en annen galakse ble bevist i 1924.

E. Hubble, som fant stjerner i dette objektet gjennom spektralanalyse. Størrelsen på Andromedatåken er sammenlignbar med størrelsen på galaksen vår. Senere ble andre galakser oppdaget.

Galakser er samlet i grupper fra noen få til tusenvis - galaksehoper. Vår klynge heter Lokal gruppe(dimensjonene er 60 ganger størrelsen på Melkeveien). Navnet på galakser fra den lokale gruppen er Andromedatåken, Triangulum, Large Magellanic Cloud, Small Magellanic Cloud, etc. Klynger er gruppert i superklynger. I sentrum av superklyngen vår er Jomfruklyngen. Det er hundrevis av milliarder galakser i universet.

Galakser, klynger og superklynger er jevnt fordelt over hele universet. Homogeniteten til galakser betyr at ingen av dem er verdens sentrum. Generelt er det 1 hydrogenatom for hver 10 m plass. Kompakte massive klumper i de sentrale delene av galakser kalles galaktiske kjerner.

Chereptsuk L. M., Chernin L. D.-dekret. Op. S. 229.
Akkurat der. S. 233.