(Рис 4) Рождение звезд.

Примечание.

Возраст Вселенной молено определить по крайней мере тремя способами:

Возраст элементов — возраст химических элементов можно оценить, используя явление радиоактивного распада с тем, чтобы определить возраст определённой смеси изотопов.

Возраст скоплений — возраст самых старых шаровых скоплений звёзд молено оценить, используя кривую в координатах светимость-температура для звёзд крупных шаровых скоплений. Этим методом было показано, что возраст Вселенной больше, чем 12,07 млрд лет, с 95%-й доверительной вероятностью.

Возраст звёзд — возраст старейших звёзд белых карликов можно оценить, используя измерения яркости белых карликов. Более старые белые карлики будут более холодными и потому менее яркими. Обнаруживая слабые белые карлики, молено оценить продолжительность времени, в течение которого данный белый карлик охлаждался. Oswalt, Smith, Wood и Hintzen (1996, Nature, 382, 692) проделали это и получили возраст 9,5 млрд лет для звёзд основного диска Млечного пути. Они оценили возраст Вселенной по крайней мере на 2 млрд лет старше возраста диска, то есть больше 11,5 млрд лет.

Кроме того, существуют способы оценки возраста Вселенной, исходя из космологических моделей на основе определения постоянной Хаббла.

1.2. Эволюция Солнца и солнечной системы.

Солнце с планетами сгустились из межзвезного газа и пыли около 4.5 миллиардов лет назад (Рис. 5). Вселенная в то время была примерно на треть моложе нынешней и не так уж сильно изменилась с тех пор. В наше время тоже рождаются звезды, многие из них вместе со своими планетными системами. Важно понять, как это происходит.

Рис. 5 Рождение Солнце и планет из межзвезного газа и пыли.

Происхождение планет всегда было менее ясным вопросом, чем происхождение звезд. Проблема долго оставалась чисто теоретической, поскольку ни сами планетные

системы, ни процесс их образования наблюдать не могли. В прошлом и в начале нынешнего веков основной спор шел между двумя концепциями.

Первая: планеты образовались из звездного вещества при катастрофическом сближении двух звезд. Вероятность такого события ничтожна, значит и число планетных систем должно быть ничтожным.

Вторая гипотеза: планеты образовались вместе со звездой из межзвездного материала, и это закономерный процесс. Тогда планеты должны быть у многих, возможно у большинства звезд.

Постепенно победила вторая гипотеза. Уже в середине нашего века она стала общепризнанной и обросла конкретными деталями.

Получился следующий сценарий: сначала образуется протопланетный диск, в нем выравниваются скорости, мелкие частицы начинают слипаться во все более крупные комья, образуются зародыши планет, которые с помощью своего тяготения начинают быстро расти, пока не соберут на себя весь материал.

Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд но, увы, приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).

Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и обращается вокруг него, делая один оборот более чем за 200 миллионов лет.

Рис.6 Место Солнечной системы в Галактике Млечного пути.

Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с — таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу за 8 земных суток.

В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики. Между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке». Области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» — зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83т) (Рис.6).

Солнце является молодой звездой третьего поколения (популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений, (соответственно популяций III и II).

Текущий возраст Солнца (точнее — время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 миллиарда лет (Рис. 7).

Рис. 7 Жизненный цикл Солнца.

через 7,8 миллиарда лет, когда температура в ядре достигнет приблизительно 100 миллионов градусов, в нём начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. На этой фазе развития температурные неустойчивости внутри Солнца приведут к тому, что оно начнёт терять массу и сбрасывать оболочку. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца, в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента потеря Солнцем массы приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы.

Несмотря на это, вся вода на Земле перейдёт в газообразное состояние, а большая часть её атмосферы рассеется в космическое пространство. Увеличение температуры Солнца в этот период таково, что в течение следующих 500—700 миллионов лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании.

После того, как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана и из неё образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированная из очень горячего ядра Солнца звезда типа белый карлик имеющий массу в два раза меньшую, чем масса современного Солнца, но с ненормально высокой плотностью вещества: 2 тонны на кубический сантиметр. Этот белый карлик будет медленно остывать, превращаться в черный карлик и это будет конец Солнца.

Описанный выше сценарий эволюции Солнца типичен для звёзд малой и средней массы.