Эволюция Вселенной

СОДЕРЖАНИЕ

Введение 3

Элементы космологии 5

Реликтовое излучение 7

Элементы космогонии 9

Формирование звезд и галактик 9

Эволюция звезд 10

Происхождение Солнечной системы 11

Космогония по Лапласу 11

Теория академика О.Ю.Шмидта 13

Происхождение жизни 16

Поиск внеземных цивилизаций 16

Философско-мировоззренческие проблемы космо-логической эволюции

18

Заключение 19

Список использованной литературы 20

ВВЕДЕНИЕ

Что есть Земля, Луна, Солнце, звезды? Где начало и где конец Вселен-ной, как долго она существует, из чего состоит и где границы ее познания?

Изучение Вселенной, даже только известной нам её части, является грандиозной задачей. Чтобы получить те сведения, которыми располагают со-временные ученые, понадобились труды множества поколений.

Звезды во Вселенной объединены в гигантские Звездные системы, назы-ваемые галактиками. Звездная система, в составе которой как рядовая звезда на-ходится наше Солнце, называется Галактикой.

Число звезд в Галактике порядка 1012 (триллиона). Млечный путь, свет-лая серебристая полоса звезд, опоясывает всё небо, составляя основную часть нашей Галактики. Млечный путь наиболее ярок в созвездии Стрельца, где нахо-дятся самые мощные облака звезд. Наименее ярок он в противоположной части неба. Из этого нетрудно вывести заключение, что солнечная система не нахо-дится в центре Галактики, который от нас виден в направлении созвездия Стрельца. Чем дальше от плоскости Млечного Пути, тем меньше там слабых звезд и тем менее далеко в этих направлениях тянется звездная система. В це-лом наша Галактика занимает пространство, напоминающее линзу или чечеви-цу, если смотреть на нее сбоку. Размеры Галактики были намечены по располо-жению звезд, которые видны на больших расстояниях. Это цефеиды и горячие гиганты. Диаметр Галактики примерно равен 30000 пк , но четкой границы у нее нет, потому что звездная плотность постепенно сходит на нет.

В центре Галактики расположено ядро диаметром 1000-2000 пк – гигант-ское уплотненное скопление звезд. Оно находится от нас на расстоянии почти 10000 пк в направлении созвездия Стрельца, но почти целиком скрыто плотной завесой облаков, что препятствует визуальным и обычным фотографическим наблюдениям этого интереснейшего объекта Галактики. В состав ядра входит много красных гигантов и короткопериодических цефеид.

Звезды верхней части главной последовательности, а особенно сверхги-ганты и классические цефеиды, составляют более молодое население. Оно рас-полагается дальше от центра и образует сравнительно тонкий слой или диск. Среди звезд этого диска находится пылевая материя и облака газа. Субкарлики и гиганты образуют вокруг ядра и диска Галактики сферическую систему.

Масса нашей Галактики оценивается сейчас разными способами, она равна приблизительно 2*1011 масс Солнца (масса Солнца равна 2*1030 кг), при-чем 1/1000 ее заключена в межзвездном газе и пыли. Масса галактики в Андро-меде почти такова же, а масса галактики в Треугольнике оценивается в 20 раз меньше. Поперечник нашей галактики составляет 100000 световых лет. Путем кропотливой работы московский астроном В.В. Кукарин в 1944 г. нашел указа-ния на спиральную структуру Галактики, причем оказалось, что мы живем в пространстве между двумя спиральными ветвями, бедном звездами. В некото-рых местах на небе в телескоп, а кое-где даже невооруженным глазом можно различить тесные группы звезд, связанные взаимным тяготением, или звездные скопления.

Вселенная эволюционирует, бурные процессы происходили в прошлом, происходят сейчас и будут происходить в будущем.

ЭЛЕМЕНТЫ КОСМОЛОГИИ

Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем. Поэтому не будет ошибкой сказать, что любая наука так или иначе изучает Вселенную, точ-нее, тем или иные её стороны. Химия изучает мир молекул, физика – мир ато-мов и элементарных частиц, биология – явления живой природы. Но существует научная дисциплина, объектом исследования которой служит сама Вселенная. Это особая отрасль астрономии, так называемая космология. Космология – уче-ние о Вселенной в целом, включающее в себя теорию всей охваченной астроно-мическими наблюдениями области как части Вселенной. Кстати, не следует смешивать понятия Вселенной в целом и «наблюдаемой» (видимой) Вселенной. Во втором случае речь идет лишь о той ограниченной области пространства, ко-торая доступна современным методам научных исследований.

С развитием кибернетики в различных областях научных исследованиях приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого метода состоит в том, что вместо того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не обязательно вещественная ко-пия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир. Так, например, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением воображаемой одно-родной и изотропной Вселенной, в которой все физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались также модели, в которых к этим двум усло-виям добавлялось третье, - неизменность картины мира. Это означает, что в ка-кую бы эпоху мы не созерцали мир, он всегда должен выглядеть в общих чертах одинаково. Эти во многом условные и схематические модели помогли осветить некоторые важные стороны окружающего нас мира. Но как бы сложна ни была та или иная теоретическая модель, какие бы многообразные факты она ни учи-тывала, любая модель – это еще не само явление, а только более или менее точ-ная его копия. Поэтому все результаты, полученные с помощью моделей Все-ленной, необходимо обязательно проверить путем сравнения с реальностью. Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и неизотропной Вселенной.

В средние века многие ученые полагали, что Вселенная конечна и огра-ничена сферой неподвижных звезд. Этой точки зрения придерживались даже Н.Коперник и Т.Браге.

С развитием науки, все полнее раскрывающей физические процессы, происходящие в окружающем нас мире, большинство ученых постепенно пере-шло к материалистическим представлениям о бесконечности Вселенной. Здесь огромное значение имело открытие И. Ньютоном (1643 – 1727) закона всемир-ного тяготения, опубликованного в 1687 г. Одним из важных следствий этого закона явилось утверждение, что в конечной Вселенной все ее вещество за ог-раниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собира-ется в некоторых ограниченных объемах (по тогдашним представлениям – в звездах), равномерно заполняющих Вселенную.

Большое значение для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А.Эйнштейном (1879 – 1955). Она обобщает теорию тяготения Ньютона на большие массы и скорости движения, сравнимые со скоростью света. Действи-тельно, в галактиках сосредоточена колоссальная масса вещества, а скорости далеких галактик и квазаров сравнимы со скоростью света.

Одним из значительных следствий общей теории относительности явля-ется вывод о непрерывном движении вещества во Вселенной – нестационарно-сти Вселенной. Этот вывод был получен в 20-х годах нашего столетия совет-ским математиком А.А.Фридманом (1888 – 1925). Он показал, что в зависимо-сти от средней плотности вещество Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. При расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них – вывод, подтвержденный Хабблом открытием красного смещения в спектрах галактик.

Критическое значение 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 критическое значение сред-ней плотности вещества г/см3.

Если средняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической расширение не прекратится. Конечно, мы не знаем средней плотности вещество во всей Вселенной, но можем подсчитать эту плотность в доступной нашему изучению части Вселенной, т.е. в Метагалакти-ке. Она равна 2,6*10-30 г/см3, что примерно в 4 раза меньше критической плот-ности. Но делать выводы о бесконечно расширяющейся Вселенной пока преж-девременно, т.к. некоторые астрономы высказываются предположение о суще-ствовании в галактиках вещества, которое пока не обнаружено. Эта «скрытая масса» может изменить оценку принятой сейчас средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому точного ответа на вопрос о будущем Вселенной в настоя-щее время не имеется.

Современная космология считает, что в далеком прошлом, около 13 млрд. лет назад, все вещество Метагалактики было сосредоточено в небольшом объеме и плотность вещества была настолько высокой, что ни галактик, ни звезд не существовало. Пока не ясны ни физические процессы, протекавшие до этого сверхплотного состояния вещества, ни причины, вызвавшие расширение Вселенной. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества, и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды.

Общие представления о физических