4.8.2. Структурная самоорганизация Вселенной

Предполагается, что в расширяющейся Вселенной под влиянием гравитации возникают и развиваются случайные уплотнения вещества. Силы тяготения внутри уплотнения проявляют себя заметнее, чем вне их. Поэтому, несмотря на общее расширение Вселенной, вещество в уплотнениях притормаживается, и его плотность постепенно нарастает. Появление таких уплотнений и стало началом рождения крупномасштабных структур во Вселенной. Согласно расчётам, из этих сгущений должны были возникать плоские образования, напоминающие блины.

Сжатие водородно-гелиевой плазмы в “блины” неизбежно приводило к значительному повышению их температуры. В конечном счёте, сжатие “блина” порождало его неустойчивость и он распадался на более мелкие подсистемы, которые, возможно, стали зародышами галактик. Подсистемы, в свою очередь, достигали состояния неустойчивости и распадались на более мелкие уплотнения, ставшие зародышами звёзд первого поколения. Этот процесс образования звезд первого поколения растянулся на несколько миллиардов лет. Для примера, такими галактиками являются Магеллановы острова.

Образование разномасштабных структур во Вселенной открыло воз-можности для новых усложнений вещества. Важнейшим узловым моментом стало образование всей совокупности элементов таблицы Менделеева. Они появились в звёздах в ходе процессов звёздного нуклеосинтеза. Что же представляют собой звезды?

Думаю, что нам интересно в первую очередь Солнце. Оно представляет собой само­светящийся газовый шар с радиусом, примерно в 100 раз превышающим радиус Земли, и его масса, составляющая 210²⁷ т, почти в 330 000 раз больше массы нашей планеты. Энергия Солнца обусловлена ядерными реакциями, происходящими в его внутренних обла­стях; превращения вещества в ходе этих реакций приводят к высвобождению энергии - согласно закону, установленному в частной теории относитель-ности Эйнштейна. Светимость Солнца составляет 410²⁸ Дж/c. По химиче-скому составу Солнце – водородно-гелиевая плазма. Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет примерно 150 млн. км, эта цифра определяет единицу измерения космических расстояний, называемую астрономической единицей (а. е.).

Само Солнце, девять известных планет с их спутниками, различные малые тела (кометы, астероиды и т. д.) и некото­рое количество газа и пыли - все, что движется вокруг Солнца под его гравитационным воздействием, -составляют Солнечную систему, размер которой составляет примерно 10 млрд. км или 50-100 а. е.

Солнце входит в обширную звездную систему, состоящую из более чем 100 млрд. звезд, которая называется Галакти­кой. Диаметр Галактики оцени-вается в настоящее время примерно в 100 000 св. лет (световой год—это расстояние, которое луч света преодолевает за один год; оно равно 9,46 млн. млн. км (удобнее записать 9,46 • 10¹² км), или почти 63 240 а.е.

Галактика состоит из центральной части—ядра, где плот­ность распределения звезд сравнительно велика, и окружа­ющего ядро сплюснутого диска, в котором звезды располага­ются более разреженно. Солнце находится в галактическом диске на расстоянии около 30 000 св. лет от центра Галактики. В галактическом диске содержатся также облака пыли и газа, в которых продолжается образование новых звезд. Помимо звезд нашей звездной системы мы можем видеть на небе миллиарды других галактик -спиральных, эллиптиче­ских и имеющих неправильную форму. Наша Галактика принадлежит к небольшому скоплению галактик, называемому Местной группой галактик; самой интересной среди них является туманность Андромеды - галактика, удаленная от нас почти на 2200000 св. лет, самый далекий объект, видимый (при идеальных атмосферных условиях) с Земли невооружен­ным глазом. С помощью телескопов мы можем наблюдать средние по величине галактики, расположенные на расстояниях более 5 млрд. св. лет; однако некоторые объекты, такие, как радиогалактики (излучающие невероятно большую энер­гию в диапазоне радиоволн) и квазары, могут быть обнаружены даже на расстояниях до 15 млрд. св. лет. Таковы масштабы Вселенной, наблюдаемой человеком сегодня.

Звезды и их жизненный цикл. Звезды характеризуются массой, которую выражают через массу Солнца (М_о), значения масс большинства звезд лежат в интервале 0,1-10 масс Солнца, хотя существуют и гораздо более массивные звезды—в 50 и даже 100 солнечных масс. По цвету звезды можно судить о ее температуре: красные звезды - относительно холодные, температура их поверхности равна примерно 3000 К, желтые звезды, такие, как Солнце, -олее горячие (около 6000 К), самые горячие - голубые звезды с температурой поверхности 20 000—30 000 К.

Звезды, подобные Солнцу, живут миллиарды лет, и совершенно очевидно, что астрономы не имеют возможности проследить полный жизненный цикл отдельной звезды - от ее рождения до смерти. По химическому составу звезды, как и Солнце, представляют водородные и гелиевые плазмы. В наружном слое на 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Предполагается, что когда запасы водорода в центральной области звезды израсходуются, она сжимается под действием собственной тяжести. Но при сжатии температура и давление в оболочке, окружающей выгоревшее ядро, возрастают настолько, что вновь начинаются реакции синтеза гелия из водорода, и этот процесс постепенно распространяется все дальше к перифе­рии звезды.

В результате светимость звезды повышается, а сама она «раздувается», увеличиваясь в размерах до тех пор, пока давление горячего газа снова не уравновешивается силой гравитационного притяжения. К этому моменту в ядре начи­нается другая реакция синтеза: гелий превращается в угле­род;