Ближайшая к нам крупная спиральная галактика – Андромеда, которую иногда называют Туманностью Андромеды. Но ближе неё есть

9.91M

Category:

astronomy

Космохимия. Лекция 11, 2018(происх.Всел.)

1.

Лекция 11
Происхождение Вселенной.
Место Солнечной системы в космосе.
Рождение звезд, основные стадии их
эволюции, происхождение химических
элементов.

2. Как возник этот мир? История Вселенной

Согласно теории «Большого Взрыва», Вселенная возникла 13,8
млрд. лет назад из точки с бесконечно большой температурой и
плотностью в результате Большого Взрыва (Big Bang), после
чего Вселенная непрерывно расширялась и охлаждалась и тот
процесс продолжается по сей день. Об этом этапе жизни Вселенной
ничего неизвестно.
Временная последовательность эволюции материи
в остывающей Вселенной:
~ 10-6 сек (T = 1012K) – постинфляционная стадия, начало
образования нуклидов (протонов и нейтронов)
Первые 100 секунд (T = 109K) - начало ядерных реакций,
образование водорода, дейтерия и гелия.
Первые 300 000 лет (T = 103K) - образование атомов лёгких
элементов; самая ранняя эпоха, соответствующая пределу наших
наблюдений.
1 млрд. лет (T = 100K) - формирование первых звезд и галактик.
Настоящее время через 13,8 млрд. лет с начала образования
Вселенной ее температура опустилась до T = 2.7K.

3.

Звезды, которые начали
образовываться через 1 млд. лет,
возникли благодаря
неравномерному распределению
плотности первичного газопылевого
вещества. В некоторых областях
образовывались сгустки материи –
газопылевые протозвездные
облака, из которых рождаются
звезды. Облако, как и вся Вселенная
вращается, и если его масса больше
критической, оно под действием сил
самогравитации сжимается,
коллапсирует, превращаясь в
звезду.
Теория рождения звёзд была создана Джеймом Джинсом, британским
физиком-теоретиком, астрономом и математиком в начале XX века. Когда
Джинсу было 25 лет, он опубликовал работу «Устойчивость сферической
туманности», которая является фундаментом для объяснения
происхождения всех структурных элементов Вселенной – от галактик, до
звезд, планет и их спутников.

4.

Принципиально новая информация о строении и эволюции
Вселенной была получена с помощью
космического оптического телескопа «Хаббл» - совместный проект
НАСА и ЕКА. Назван в честь Э.Хаббла.
Волновой диапазон – видимый, УФ, ИК, D зеркала = 2.4 м
Телескоп Хаббл. Работает на
земной орбите с 1990 по наст.
время. Получено ~ 1 млн
изображений 22 тыс. небесных
объектов — звёзд, туманностей,
галактик, планет. В 2019 г. его
должен сменить ИК телескоп
«Джеймс Уэбб» с диаметром
зеркала 6.5 м

5.

Телескоп назван в честь Эдвина Хаббла (1989-1953).
Американский астроном, существенно изменивший
представления о Вселенной. Он
• подтвердил существование других галактик, а не
только нашей – Млечного пути и в основном
занимался их изучением.
• Обнаружил на фотографиях некоторых ближайших
галактик звёзды, из которых они состоят, чем
доказал, что они представляют собой звёздные
системы, подобные нашей Галактике.
• вывел закон, позволяющий определять расстояние
до наблюдаемых объектов и, следовательно, оценить
их возраст.
В числе прочих результатов работы телескопа «Хаббл»:
• получена современная космологическая модель, согласно которой,
Вселенная расширяется с ускорением и заполненную темной энергией,
• уточнён возраст Вселенной — 13,8 млрд лет.
• Впервые были получены изображения протогалактик, первых сгустков
материи, которые сформировались менее чем через миллиард лет (~ 600
млн. лет) после Большого взрыва.

6.

Одно из важнейших достижений Э.Хаббла – открытый им закон всеобщего
разбегания галактик. Это космогонический закон, описывающий
расширение Вселенной. Он связывает линейной зависимостью скорость
удаления объекта (галактики, звезды) -V, методы определения которой с
использованием доплеровского эффекта были уже разработаны, с
расстоянием от наблюдателя. Это позволило определять расстояние до
наблюдаемых объектов и, следовательно, оценить их возраст.

7.

Снимки, полученные с помощью
телескопа им. Хаббла.
На изображении видны сотни галактик
(всего 5500), которые расположены на
разном удалении от нас. Самые
красные и тусклые образовались
всего через 800 млн лет после
Большого взрыва.
«Столпы творения» — один из самых
известных снимков, полученных
телескопом «Хаббл». Это рождение
новых звёзд в Туманности Орел.
Размер газовых колон – 4 световых
года, т.е. свет, исходящий от звезды,
расположенной наверху, дойдет до
низа этой колонны за 4 световых года.
Для вселенной это очень маленький
масштаб.

8.

«Пробуждением силы» - фото «Хаббл» впервые опубликовано 20-го
декабря 2015 г.
На снимке видно рождение
новых звезд в галактике
Млечный Путь,
на расстоянии всего 1350
световых лет от Земли.
Место рождения новых
звезд, известное как Облако
(туманность) Ориона,
а световой меч — это,
вероятнее всего, джет
(интенсивный выброс газа
и плазмы).

9.

11 марта 2017 г. опубликована «самая красивая туманность Млечного
Пути» - Облако Ориона. Расстояние туманности от нашей планеты — всего
1,5 тысячи световых лет. (фото «Хаббла»)

10.

Рождение звезды в созвездии Единорога:
май 2002 – февраль 2004 гг. Фото телескопа Хаббл.
20 мая 2002
2 сентября 2002
20 октября 2002
17 декабря 2002
8 февраля 2004
В ходе сжатия облака из-за повышения концентрации пыли его прозрачность
уменьшается, энергия гравитационного сжатия не вся отдается в окружающее
пространство, и сжимающееся облако нагревается. Если масса звезды достаточно
велика, то в ее недрах начинается термоядерная реакция синтеза гелия из водорода.
Сжатие звезды прекращается, т.к. энергия, выделяющаяся при термоядерной реакции
уравновешивает гравитационную энергию ее внешних слое. На этой стадии звезда
находится большую часть своей жизни.

11.

Звезда, которая образовалась совсем недавно, озаряет своим светом
окружающие облака космической пыли, фото сделано телескопом
Европейской южной обсерватории в Чили. Небесный объект удален
от Земли на 500 световых лет.

12.

Скомпления звёзды могут объединяться в упорядоченные
структуры, называемые галактиками. В ней звезды удерживаются
взаимным гравитационным притяжением. Галактики имеют форму тонких
дисков, вращающихся вокруг своего центра.
Многие галактики, в том числе и наша «Млечный
путь» имеют форму многорукавной спирали.
Она насчитывает сотни миллиардов звезд.
Большинство из них красные карлики, таких как
Солнце 6%. Возраст диска 10-13 млрд. лет.
На древнегреческом языке слово "галактикос"
означает "молочный", поэтому Млечный Путь и
похожие на него звездные системы называют
галактиками.

13.

Центр Галактики ассоциируется с наличием в ней массивной чёрной
дыры. Черная дыра — область, гравитационное притяжение которой
настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся
со скоростью света, в том числе кванты самого света.
Черные дыры могут сливаться. Эффект их
слияния теоретически позволяют уловить
гравитационные волны, образующиеся при этом.
В 2016 г. было объявлено об экспериментальном
открытии гравитационных волн. Расстояние до
источника 1.3 млд. световых лет, излучение
длилось десятые доли секунды. Эксперимент
проходил в Хэнфорде и Ливингстоне (США).
В центре водоворота из
горячего газа находится
объект, который невозможно
увидеть: черная дыра.
Присутствие черной дыры, а
также ее вероятные
характеристики можно
определить по излучению
вращающегося вокруг нее
газа (схема).

14.

Размеры и строение нашей Галактики
Наша галактика, как и большинство галактик, представляет собой плоский
диск: диаметр галактического диска превышает 100 тыс. световых лет, а
толщина - около 1000 световых лет.
Гало
Диск галактики погружен в более
разреженное звездной облако
сферической формы – гало. Центр
симметрии и гало совпадают.
Гало состоит в основном из очень
старых, неярких маломассивных
звезд, образующие шаровые
скопления. Их возраст принимают за
возраст самой Галактики. Возраст
нашей Галактики > 12 млрд. лет.
Характерной особенностью звезд
гало является чрезвычайно малая
Аналогия в строении Солнечной системы
доля в них тяжелых химических
и строении Галактики – тонкий диск,
элементов. – поскольку звезды
окруженный разреженной оболочкой
старые, они содержат металлов в
сотни раз меньше, чем Солнце.

15.

Диск
Вблизи плоскости диска концентрируются молодые звезды и звездные
скопления, возраст которых не превышает нескольких миллиардов лет.
Газ в диске Галактики также сосредоточен в основном вблизи его
плоскости. Он образует газо-пылевые облака разной протяженности –
материал для будущих звездных систем.
Спиральные рукава
Вдоль рукавов в основном сосредоточены
самые молодые звезды
Наша Солнечная система - находимся
вблизи одного из ее спиральных рукавов
(рукав Ориона) на расстоянии 2/3 от центра
и движется вокруг центра Галактики со
скоростью 220-240 км/с, делая 1 оборот за
200 миллионов лет. А это означает, что за все
время существования, наше Солнце сделало
~ 20 оборотов вокруг центра.
Массивные и молодые звезды располагаются ближе к центру Галактики. И хотя в
среднем содержание различных элементов в галактике близко к солнечному. Но
наблюдения указывают на возможную зависимость химического состава
рассеянных скоплений от расстояния до центра Галактики: чем ближе скопление
к центру, тем больше в нем тяжелых элементов.

16.

Наша спиральной Галактика, называемая «Млечный путь», в ней
насчитывается ~ 400 млд. звезд. Есть галактики и большего размера, и
меньшего размера, чем наша.
В центре нашей галактики находится сверхмассивная черная дыра
Стрелец A.

17. Ближайшая к нам крупная спиральная галактика – Андромеда, которую иногда называют Туманностью Андромеды. Но ближе неё есть

много небольших галактик
Всего в наблюдаемой части Вселенной насчитывается ~ 100 млд. галактик
Термин туманность в отношении галактик, например, «Туманность
Андромеды» - реликт от времени, когда звезды галактики были неразличимы.
Сейчас термин «туманность» употребляется по отношению к
образующемуся после срыва оболочки умирающей звезды облаку вещества,
или сгустку газопылевого вещества, из которого образуется звезда.

18.

Галактики окружают неупорядоченные звездные скопления разного размера

19.

Галактики могут гравитационно
взаимодействовать друг с другом.
Оно может привести к столкновению галактик и к
формирования новой объединенной галактики.
Иногда, по мере того как
приливные силы одной
из галактик вытягивают
материал из ядра другой, между
галактиками формируется
спираль, исчезающая
и появляющаяся снова.
Иногда между двумя
галактиками возникает
голубой «мост». Эта
структура формируется,
когда одна галактика
вытягивает материал
из другой,
межгалактический газ
разрушается
и начинается активное
формирование новых
звезд.

20.

Нашей Галактике Млечный путь также предрекают столкновение с
ближайшей «соседкой» Андромедой через 4 млд. лет
Слияние ядер Галактик
и образование новой
Галактики

21.

First stars formation (Artist’s concept).
Звезды.
Возможности телескопа Хаббл позволили получить сигналы от звезд,
образовавшихся через 400 тыс. лет после начала образования Вселенной

22.

Звезды имеют различные свойства, поскольку имеют различные массы: от
~ 0.1 до ~ 100 масс Солнца. Красные – самые маленькие с самыми низкими
температурами, желтые, как наше Солнце, умеренной массы и температуры,
голубые и белые – самые массивные и горячие.

23.

Время горения звезды зависит от ее массы – чем больше масса, тем
время жизни звезды короче.
Самые крупные звёзды живут миллионы лет, звезды подобные Солнцу
10 миллиардов лет.
Самые маленькие – красные и коричневые карлики –
продолжительность их жизни значительно превышает возраст
Вселенной. Из-за малой массы и светимости время гравитационного
сжатия для этих звезд очень велико. Температура в их недрах никогда не
достигает величины достаточной для синтеза гелия из водорода;
некоторое время происходит синтез гелия из дейтерия, но дейтерия
мало, и он быстро выгорает. Красные карлики, когда водород в ядре
будет израсходован, постепенно потухнут, превратятся в чёрных
карликов.
Подавляющее большинство звёзд Галактики - красные карлики.
Массы большинства красных карликов составляют от 7,5% до 60% массы
Солнца, светимости от 0,01% до 7% светимости Солнца, а температура
находится в диапазоне 2000 — 3800К. Поэтому даже самые близкие к нам
красные карлики видны только в бинокль.

24.

Горение звезды происходит прежде всего за счет синтеза 3Не из Н (D)
Звезды большой массы
Звезды умеренной
массы
Звезды малой массы
– красные и коричневые карлики –
составляют
подавляющее
большинство звезд
Галактики. Живут
миллиарды лет.
Выделяют энергию за
счет термоядерной
3He
реакции 2D
Белый карлик
Начало цикла
В недрах звезд происходит синтез новых элементов. Чем массивнее звезда,
тем более тяжелые элементы в ней синтезируются

25.

Эволюция звезд умеренной массы типа Солнца
Фрагмент
Молекулярного
облака
Протопланетная
туманность
протозвезда
Начело термоядерной реакции
синтеза гелия из водорода
Красный гигант
Белый
карлик
Настоящее
(4.57 млд.лет)
Наше Солнце принадлежит к звездам среднего размера и среднего возраста 4,57
млд. лет. Источник его энергии – ядерная реакция синтеза гения из водорода. Солнце
будет эволюционировать ещё ~ 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою
яркость на 10 % каждый миллиард лет. После этого водород в ядре будет исчерпан,
ядро уплотнится, температура и плотность в нем повысятся настолько, что начнётся
горение гелия с образованием углерода. Из-за увеличения выделяемой ядром
энергии размеры Солнца (его внешней оболочки) вырастут ~ в 200 раз (до r 0.93
а.е.), а Т его поверхности возрастет Т ~ 3000 K. Поглотив Меркурий и Венеру, Солнце
перейдет в стадию красного гиганта. Земля будет разогрета настолько, что шансов на
сохранение жизни не будет никаких. На стадии красного гиганта Солнце будет
находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в
планетарную туманность и далее станет белым карликом.

26.

Цикл жизни крупной звезды
(в пределах нескольких миллионов лет)
В звёздах намного более массивных, чем Солнце, синтезируются He, C, O. По мере
выгорания звезды происходит ее сжатие, и внутренний разогрев до температур
синтеза более тяжелых элементов; эти термоядерные реакции проходят очень
быстро, возникает железное ядро, оно коллапсирует, происходит взрыв так
называемой сверхновой звездой. В результате образуется разлетающееся облако, а
в центре остается сверхплотная нейтронная звезда (пульсар). Если масса звезды
была более, чем в 8 раз больше солнечной, после взрыва на её месте остаётся
чёрная дыра.
Полагают, что именно взрыв сверхновой явился тригером процесса коллапса
протозвездной туманности, из которой образовалось наше Солнце и вся солнечная
система.

27.

Самые крупные красные супергиганты, известные в
настоящее время, – это KW в созвездии Стрельца,
V354 в созвездии Цефея, KY в созвездии Лебедя и
Гранатовая звезда Хершеля в созвездии Кассиопеи.
Размер каждой из них в полторы тысячи раз
превосходит диаметр нашего Солнца, что примерно
в семь раз больше орбиты Земли.
Однако эти звезды не самые массивные во Вселенной. Их вес оставляет
всего 25 солнечных масс, тогда как существуют звезды, которые в 150 раз
тяжелее Солнца.
Из всех красных супергигантов самым известным является Бетельгейзе –
альфа-звезда в созвездии Ориона (α-Ориона). Несмотря на относительно
небольшой размер - всего 650 солнечных диаметров, она считается 10-й
по яркости звездой на ночном небе Земли, благодаря ее близости (270
световых лет).

28.

Светимость сверхновой звезды, образующейся из красного
супергиганта, в 1000 млн. раз больше, чем светимость Солнца, а энергия,
высвобождаемая при взрыве, равна всей энергии, излученной звездой в
течение всей ее предыдущей жизни. Через несколько лет сверхновая
увеличивается в объеме настолько, что становится разреженной и
полупрозрачной. Образуется туманность. Каждые 30 лет в нашей галактике
появляется одна сверхновая.
Туманности, образовавшиеся после взрыва сверхновых (гигантских) звезд
фото Хаббла.

29.

Нейтронная звезда — один из конечных
продуктов эволюции звезд – взрыва сверхновой.
Состоят, в основном, из нейтронной сердцевины,
покрытой сравнительно тонкой (~1 км) твердой
корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и
электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы
с массой Солнца, но типичный радиус
составляет лишь 10-20 км. Поэтому средняя
плотность вещества такой звезды в несколько
раз превышает плотность атомного ядра (которая
для тяжёлых ядер составляет в среднем
2,8·1017 кг/м³).
Дальнейшему гравитационному
сжатию нейтронной звезды
препятствует давление ядерной
материи, возникающее за счёт
взаимодействия нейтронов.
Всего в нашей Галактике может
находиться 108—109 нейтронных
звёзд, то есть порядка одной на
тысячу обычных звёзд, т.е.
звезды-гиганты 1 на тысячу.
Есть новое!

30.

Эволюция звезд большой и умеренной массы
Звезда умеренной
массы типа Солнца
Звезда
большой массы

31.

До недавнего времени полагали, что Вселенная состоит из атомов и
элементарных частиц. Однако в конце прошлого века наблюдения за
звездами и особенностями их взаимодействием показало, что обычная
материя (энергия) составляет только ~ 5% вещества Вселенной.
Состав Вселенной
Темная энергия – субстанция неизвестной
природы, через которую проходит луч света и не
задерживается. Она обладает уникальным
свойством гравитационного отталкивания.
Природа этой субстанции пока непонятна.
Темная энергия ~ 27%
Обычная материя ~ 5% массы Вселенной –
атомы и элементарные частицы.
Темная материя ~ 68%
Темная материя – ее мы не видим и пока не можем
исследовать. Это нечто, что не взаимодействует со
светом и его не продуцирует, однако она обладает
свойством гравитационного притяжения, т.е.
свойством, которым обладает обычная материя.

32.

Происхождение
химических элементов нуклеосинтез

33.

Основой для понимания процессов образования химических элементов
являются данные об их распространенности в Солнечной системе.
Первая таблица распространенностей химических элементов была
создана в 1956 году Г.Зюссом и Г.Юри на основе химического состава
Земли, метеоритов и Солнца. Самые распространенные элементы – это
водород и гелий, а среди других элементов с массовым числом 40-60
(Z ≤ 26) – наиболее распространены С, О Mg, Si, Fe.
Lodders, 2010

34.

Гарольд Клейтон Юри
Американский физик и физико-химик. Пионер в области
исследования изотопов, за открытие одного из которых дейтерия - был награждён Нобелевской премией по химии
в 1934 году. Позже перешёл к изучению эволюции планет.
1939 г. Манхэттенский проект. В 1939—1940 годах Юри
опубликовал две работы по разделению тяжелых изотопов, в
которых он предложил центробежную сепарацию. Юри
координировал все научно-исследовательские работы по
разделению изотопов, в том числе попытки получения тяжелой
воды, которая могла быть использована в качестве замедлителя
нейтронов в ядерных реакторах.
1893-1981
В более позднем возрасте Юри работал области космохимии, ему приписывают само
создание термина. Он разрабатывал теорию о распространенности химических
элементов на Земле и об их содержании и эволюции в звездах. Юри подытожил свои
работы в труде «Планеты: их возникновение и развитие» (1952).
В конце 1950-х и начале 1960-х годов, космическая наука стала актуальной областью
исследований. Юри помог убедить НАСА сделать приоритетом беспилотные зонды к
Луне. Когда Аполлон 11 вернулся с образцами пород Луны, Юри исследовали их в лунной
приемной лаборатории. Образцы подтверждали утверждение Юри о том, что Луна и
Земля имеют общее происхождение. Во время работы в должности профессора в новом
университете Калифорнии, Сан-Диего (UCSD), Юри опубликовал 105 научных работ, 47
из них на лунную тематику. Когда его спросили, почему он продолжал работать так
усердно, он пошутил: «Ну, вы же знаете, что я уже не на должности».

35. Как возник этот мир? История Вселенной

Согласно теории «Большого Взрыва», Вселенная возникла 13,8
млрд. лет назад из точки с бесконечно большой температурой и
плотностью в результате Большого Взрыва (Big Bang), после
чего Вселенная непрерывно расширялась и охлаждалась.
Временная последовательность:
~ 10-6 сек (T = 1012K) – постинфляционная стадия, начало
образования нуклидов (протонов и нейтронов)
Первые 100 секунд (T = 109K) - начало ядерных реакций,
образование дейтерия и гелия.
Первые 300 000 лет (T = 103K) - образование атомов лёгких
элементов.

36.

Образование химических элементов (нуклеосинтез)
Стадия 1. Первичный нуклеосинтез (синтез ядер)
Согласно теории «Большого Взрыва», в процессе первичного
нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее лития в следующем
соотношение элементов: Н — 75 %, 4He — 25 %, D — 3·10−5, 3He — 2·10−5,
7Li — 10−9. Из этих элементов формировались первые, самые древние
звезды.
Основные ядерные реакции на этапе первичного нуклеосинтеза
Из He, Be, Li возникли первые звезды.
Дальнейший нуклеосинтез шел уже в недрах звезд.

37.

Стадия 2
Звёздный нуклеосинтез
- образование элементов
в звездах малой массы
1. Холодное газо-пылевое облако, состоящее в основном из водорода,
сжимается под действием сил тяготения. Потенциальная гравитационная
энергия атомов газа переходит в кинетическую, т.е. тепловую, около
половины которой расходуется на излучение. Остальная часть идет на
разогрев образующегося в центре плотного сгустка – ядра. Когда Р и Т
становятся достаточно высокими, начинается термоядерный синтез
3He из водорода.
2. В звездах очень малой массы (коричневых карликах), где в центре
звезды могут достигаться относительно низкие температуры и давления,
происходит синтез гелия при горении первичного дейтерия.

38.

Стадия 2. Звёздный нуклеосинтез –
образование элементов в звездах умеренной массы
Когда основная часть водорода выгорает и количество выделяющейся
энергии уменьшается, звезда сжимается, Т и Р в центре звезды
возрастает до ~ 100 млн. К, в реакции синтеза, наряду с протонами
вступает Не. Синтезируются атомы С, N, O, а на заключительных стадиях
эволюции происходит синтез лёгких ядер – до фтора 19F включительно.
Стадия 2 Звёздный нуклеосинтез –
образование элементов в звездах большой массы
Когда резервы Не заканчиваются, звезда
сжимается еще сильнее, Т повышается до ~
600 млн. К и выше (до 4 млд. К), идет синтез
все более тяжелых элементов из элементов,
образовавшихся ранее. В массивных звездах
синтезируются элементы вплоть до железа
56Fe при слиянии более лёгких ядер. Более
тяжелые элементы синтезируются при более
высоких Т и Р, т.е. Ближе к центру звезды.

39.

Звёздный нуклеосинтез –
образование элементов в звездах большой массы
Дальнейшее сжатие массивной звезды приводит к нарушению
стабильности образовавшихся ядер, которые начинают разрушаться. Их
осколки – альфа-частицы, протоны и нейтроны – вступают в реакции с
ядрами группы железа и соединяются с ними, образуются более тяжелые
элементы. Эти реакции протекают уже без выделения энергии, а наоборот, с
ее поглощением. Звезда быстро коллапсирует и в итоге разрушается,
превращаясь в туманность.
Разрушение сопровождается яркой
вспышкой и выбросом в межзвездное
пространство до 90% массы звезды.
Образуется газообразная туманность,
подобная крабовидной туманности,
которая образовалась в созвездии Тельца
9 веков назад и наблюдалась японскими и
китайскими астрономами в 1054 г. как
яркая вспышка, которую было видно даже
днем в течение 23-х суток. (фото телескопа
им. Хаббла).