Эволюция галактик и звезд

text-align:justify">Сверхкорона, по мере накопления в  ней выпадающего вещества, начинает отставать в своем вращении от вращения центрального тела. Стремление выровнять угловые скорости тела и короны заставляет плазму вращаться  быстрее, а центральное тело замедлять  свое вращение. Ускорение плазмы увеличивает  центробежные силы, оттесняя ее от звезды. Между центральным телом и  плазмой образуется область очень  низкой плотности вещества. Создается  благоприятная обстановка для конденсации  нелетучих веществ путем их выпадения  из плазмы в виде отдельных зерен. Достигнув определенной массы, зерна  получают от плазмы импульс, и далее  движутся по кеплеровской орбите, унося с собой часть момента количества движения в Солнечной системе: на долю планет, суммарная масса которых составляет только 0,1% от массы всей системы, приходится 99% суммарного момента количества движения.

Выпавшие зерна, захватив часть  момента количества движения, следуют  по пересекающимся эллиптическим орбитам. Множественные соударения между ними собирают эти зерна в большие группы и превращают их орбиты в почти круговые, лежащие в плоскости эклиптики. В конце концов, они собираются в струйный поток, имеющий форму тороида (кольца). Этот струйный поток захватывает все частицы, которые с ним сталкиваются, и уравнивает их скорости со своей. Затем эти зерна слипаются в зародышевые ядра, к которым продолжают прилипать частицы, и они постепенно разрастаются до крупных тел – планетезималий. Их объединение образует планеты. А как только планетные тела оформляются настолько, что возле них появляется достаточно сильное собственное магнитное поле, начинается процесс образования спутников, в миниатюре повторяющий то, что произошло при образовании самих планет около Солнца.

Так, в этой теории, пояс астероидов - это струйный поток, в котором  из-за нехватки выпавшего вещества процесс планетообразования прервался на стадии планетезималий. Кольца у крупных планет - это остаточные струйные потоки, оказавшиеся слишком близко к первичному телу и попавшие внутрь так называемого предела Роша, где гравитационные силы «хозяина» так велики, что не позволяют образоваться устойчивому вторичному телу.

Метеориты и кометы, согласно модели, формировались на окраине Солнечной  системы, за орбитой Плутона. В отдаленных от Солнца областях существовала слабая плазма, в ней механизм выпадения  вещества еще работал, но струйные потоки, в которых рождаются планеты, образовываться не могли. Слипание выпавших частиц привело в этих областях к  единственно возможному результату - к образованию кометных тел.

Сегодня есть уникальные сведения, полученные «Вояджерами» о планетных системах Юпитера, Сатурна, Урана. Можно уверенно говорить о наличии общих характерных  особенностей у них и у Солнечной  системы как целого.

1. Одинаковая закономерность в  распределении вещества по химическому  составу: максимум концентрации  летучих веществ (водород, гелий)  всегда приходится на первичное тело и на периферийную часть системы. На некотором удалении от центрального тела располагается минимум летучих веществ. В Солнечной системе этот минимум заполнен самыми плотными планетами земной группы.

2. Во всех случаях на долю  первичного тела приходится более  98% общей массы системы.

3. Имеются наглядные признаки, указывающие  на повсеместное образование  планетных тел путем слипания  частиц (аккреция) во все более крупные тела, вплоть до окончательного оформления планеты (спутника).

 

Глава 5. Строение, активность и эволюция солнца.

5.1 Строение солнца

Как известно, все регистрируемые нами ныне виды солнечного излучения, от гамма-лучей до радиоизлучения, не позволяют зондировать недра  Солнца. Единственное средство для этого - поймать солнечные нейтрино,- пока дало результаты, весьма далекие от обнадеживающих. Во всяком случае они не могут служить основанием для того, чтобы отказаться от принятых в настоящее время суждений о внутреннем строении Солнца. Но важно отдавать себе отчет в том, что все эти представления базируются только на данных наблюдений солнечной атмосферы и применении законов физики.

Существуют многочисленные модели конвективной зоны Солнца. Все они  опираются на различные (нередко  полукачественные) теории конвекции и дают весьма противоречивые данные, которые трудно связать с соответствующими параметрами более глубоких слоев и фотосферы Солнца. Поэтому не будем заниматься их разбором в надежде на появление в недалеком будущем большей ясности в этом вопросе. Но при всей скудости нынешних знаний о конвективной зоне уже сейчас исследователи Солнца отчетливо представляют себе, что она играет для Солнца исключительную роль уже хотя бы потому, что служит колыбелью разнообразных видов движения и магнитных полей, которые мы .имеем возможность наблюдать в солнечной атмосфере.

Наиболее легко доступна наблюдениям самая нижняя часть атмосферы Солнца - фотосфера. Ее можно видеть даже невооруженным глазом через зачерненное стекло (необходимое, чтобы яркий солнечный свет не повредил зрения). Толщина фотосферы очень невелика: она не превышает нескольких сотен километров. Зато из нее выходит большая часть излучаемой Солнцем энергии с максимумом в видимой области спектра. Поэтому иногда ее называют видимой поверхностью Солнца. Но вряд ли такое название, нередко заменяемое в популярных брошюрах словами «солнечная поверхность», можно считать оправданным. Ведь фотосфера - довольно протяженный слой, который беспрепятственно пропускает свет в лежащие выше прозрачные слои атмосферы и создает резко очерченный край солнечного диска.

Солнечная фотосфера имеет тонкую структуру. Как стало ясно в результате стратосферных наблюдений, она состоит  из светлых пятнышек довольно неправильной формы (гранул), разделенных более  узкими темными межгранульными промежутками. Размеры гранул колеблются от 150 до 1500 км. Температура их на несколько сотен градусов выше, чем в соседних темных участках, которые отличаются большей устойчивостью. Фотосферная грануляция характеризуется преимущественно вертикальными движениями со скоростями 1 - 2 км/с и, как сейчас считают, является порождением конвективной зоны и возникших в ней волновых движений. Как мы увидим дальше, большую роль в ней играют магнитные поля.

Более высокие слои атмосферы Солнца недоступны для наблюдений в обычном  белом свете, поскольку они очень  разрежены и излучают только в  отдельных спектральных линиях. Всего  каких-нибудь сто лет назад об их существовании знали только благодаря  наблюдениям полных солнечных затмений. В те немногие минуты, когда Луна закрывала солнечный диск, можно  было видеть окаймляющее его узкое  розоватое кольцо, вид которого напоминает огненную прерию. Это солнечная хромосфера - довольно протяженный слой атмосферы  Солнца, простирающийся на тысячи километров над уровнем фотосферы. Она светится преимущественно в ярких линиях водорода, ионизованного кальция  и гелия. Со временем астрономы создали  специальные приборы, позволяющие  «вырезать» из белого света свет этих линий, и таким образом получили возможность наблюдать солнечную  хромосферу в любой погожий день вне затмения Солнца. Это произошло  еще в прошлом столетии.

Солнечная хромосфера излучает не только в видимом, но и в ультрафиолетовом и отчасти рентгеновском диапазонах спектра, а также в радиодиапазоне с длиной волны меньше 15 см. Пожалуй, самое поразительное ее свойство состоит в том, что при дальнейшем убывании с высотой плотности и давления температура в ней не уменьшается, а возрастает от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч градусов. Такое резкое повышение температуры, согласно современным представлениям, обусловлено волнами, возникшими еще в конвективной зоне и проникающими через толщу фотосферы и хромосферы, которые несут достаточно большой запас механической энергии. Естественно, в их распространении большую роль играют и магнитные поля.

В красной линии водорода над  солнечным лимбом можно наблюдать  мелкие вертикальные выступы, которые  и создают впечатление огненной прерии. Это спикулы. В среднем их диаметр составляет 1000 км, длина - 6 - 10 тыс. км, а температура - 10 - 20 тысяч градусов. Похоже на то, что они выбрасываются из нижней хромосферы со скоростью 20 - 30 км/с на высоту 9 тыс. км. Спикулы располагаются преимущественно на границах супергранул.

Гораздо труднее было изучить самую  внешнюю часть атмосферы нашего дневного светила - солнечную корону. Плотность ее столь мала, а излучение  столь слабо, что совсем недавно  ее могли наблюдать только во время  полных солнечных затмений. Из этих наблюдений астрономы узнали, что  больше всего света корона излучает в особых «корональных линиях» и  что она простирается в пространство на десятки солнечных радиусов. Только каких-нибудь 40 - 50 лет назад астрономы  впервые сумели наблюдать внутреннюю часть солнечной короны вне затмения с помощью специального инструмента - внезатменного коронографа, в котором создается искусственное полное солнечное затмение и частично устраняется рассеянный свет неба и инструмента. Примерно в то же время была раскрыта загадка таинственного элемента «корония», которому приписывались яркие линии короны. Оказалось, что они вызваны свечением железа и никеля, только находящихся в совершенно необычном состоянии, когда вследствие исключительно высокой температуры (примерно 1 - 2 млн. градусов) и разреженности атомы этих химических элементов теряют от девяти до четырнадцати электронов.

Солнечная корона имеет сложную  структуру. Первая из ее составляющих, «электронная» корона, представляет собой непрерывное излучение, которое  возникает вследствие рассеяния  фотосферного света на свободных  электронах. Это было установлено  еще тогда, когда при наблюдениях  полных солнечных затмений выявили  зависимость степени поляризации  света короны от длины волны, позиционного угла и яркости. Вторая, «эмиссионная»  корона, дает излучение в корональных  линиях, о которых мы уже говорили. Иногда говорят еще о третьей  составляющей, которая характеризуется  однородным распределением ее неполяризованного  излучения вокруг Солнца и появлением в нем фраунгоферовых линий. Ее яркость  сравнительно медленно убывает с  расстоянием. Но оказалось, что связь  этой составляющей с Солнцем кажущаяся  и обусловлена исключительно  свойствами рассеяния света пылинками  в межпланетном пространстве.

Заканчивая краткий обзор строения солнечной атмосферы, вновь напомним, что главное свойство ее состоит  в том, что весьма высокие температуры  и сильная разреженность вещества создают в ней такие условия, при которых газ существует в  виде смеси положительно и отрицательно заряженных частиц, т. е. в форме плазмы, и что на поведение этой плазмы сильный отпечаток накладывает  магнитное поле.

 

5.2 Эволюция Солнца

Предполагается, что Солнце родилось в сжавшейся газопылевой  туманности (например, такой, как на рис.1). Есть, по крайней мере, две теории относительно того, что дало толчок первоначальному  сжатию туманности. Согласно одной  из них предполагается, что один из спиральных рукавов нашей галактики  проходил через нашу область пространства примерно 5 млрд. лет назад. Это могло  вызвать легкое сжатие и привести к формированию центров тяготения  в газо-пылевом облаке. Действительно, сейчас вдоль спиральных рукавов мы видим довольно большое количество молодых звезд и светящихся газовых облаков. Другая теория предполагает, что где-то недалеко (по масштабам Вселенной, конечно) взорвалась древняя массивная сверхновая звезда. Возникшая ударная волна могла быть достаточно сильной, чтобы инициировать звездообразование в "нашей" газо-пылевой туманности. В пользу этой теории говорит то, что ученые, изучая метеориты, обнаружили довольно много элементов, которые могли образоваться при взрыве сверхновой.

Далее, когда столь грандиозная  масса (2*1030кг) сжималась под действием  сил гравитации, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением  до температур, при которых в ее центре смогли начаться термоядерные реакции. В  центральной части  температура на Солнце равна 15000000K, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная  звезда (не путайте с новыми звездами).

В основном  Солнце  в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при  этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами. Оно - звезда главной последовательности и относится к спектральному  классу G2. Масса одинокой звезды довольно однозначно определяет ее судьбу. За время жизни (~5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где температура достаточно высока,  сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Примерно столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить в таком виде, к которому мы с вами привыкли.

После того, как в центре светила  водород  будет  на  исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным  гигантом. Это сильнейшим  образом  скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Затем, исчерпав "топливо" совсем и не имея более сил держать  внешние слои красного гиганта, наша звезда закончит свою жизнь как белый  карлик, порадовав неведомых нам  внеземных астрономов будущего новой  планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет

5.3 История изучения солнечной активности

400 летняя история числа солнечных  пятен.

Наиболее изученный вид солнечной  активности (СА) — изменение числа  солнечных пятен. Первые сообщения  о пятнах на Солнце относятся к  наблюдениям 800 г. до н. э. в Китае, первые рисунки относятся к 1128 г. В 1610 г. астрономы начали использовать телескоп для наблюдения Солнца. Первоначальные исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. В XV и XVI вв. исследования были затруднены по причине их малого количества, что сейчас рассматривается как продолжительный период низкой СА, называемый минимумом Маундера. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений числа пятен, чтобы определить периодические циклы в ативности Солнца. В 1845 г. профессоры Д.Генри и С.Александер из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью термометра и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца. Позже было определено излучение выше среднего в областях факул.