«Происхождение и развитие галактик и звезд»

Наша Галактика — гигантская звездная система, состоящая приблизительно из 200 млрд звезд, среди них и наше Солнце. Кроме звезд Галактика содержит много пыли, газа; она пронизана магнитными полями, заполнена космическими лучами. По форме она представляет собой достаточно правильный диск с шарообразным утолщением (балдж) в центре (это напоминает линзу или чечевицу). Диаметр Галактики около 100 000 световых лет (примерно 30 кпк), толщина ее в 10—15 раз меньше, а масса Галактики 2 10" масс Солнца. Около 1 % этой массы составляет межзвездный водород, преимущественно нейтральный. Возраст Галактики около 15 млрд лет.

Звездный состав Галактики очень разнообразный. Звезды различаются по физическим, химическим характеристикам, особенностям орбит, возрасту и др. Есть старые звезды и молодые (около 100 тыс. лет), некоторые звезды рождаются в настоящее время. Подавляющее большинство звезд имеет «средний» возраст — несколько миллиардов лет. К ним относится и наше Солнце — рядовая звезда нашей Галактики, — которое расположено ближе к ее краю, примерно в 25 000 световых лет от ядра Галактики.

Солнечная система обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с. Центр нашей Галактики лежит в направлении на созвездие Стрельца (хотя расположен гораздо дальше). Солнце совершает один оборот вокруг центра Галактики за 250 млн лет. Этот период может быть назван галактическим годом. История человечества по сравнению с этим периодом — только краткий миг. Вся наша Галактика вращается вокруг центра Местной системы галактик (примерно на 2/3 пути между нашей Галактикой и туманностью Андромеды, на расстоянии 0,46 Мпк от Галактики).

Цель данной работы раскрыть тему Происхождение и развитие галактик и звезд.

Для раскрытия данной темы рассмотрим следующие вопросы:

- Происхождение и развитие галактик и звезд;

- Образование и эволюция галактик;

- Межзвездная среда.

Впервые вопрос о фрагментации однородно распределенного вещества рассмотрел английский ученый Дж. Джинс в 1902 г. Он исходил из того, что если в однородной среде возникает по каким-либо причинам сгущение — неоднородность с размерами г, то она может либо продолжать уплотняться (расти) под действием собственного тяготения, либо рассасываться (затухать) под действием газового давления. Направление протекания процесса зависит от того, будет ли размер сгущения больше или меньше критического. Критический размер легко оценить, если приравнять газовое давление в сгустке, давлению силы тяжести

Из этого условия следует, что размер сгущения определяется следующим соотношением:

Сгущения определенной массы могут формироваться лишь при определенных соотношениях между величинами Т и р. Если, например, плотность догалактического вещества р≈10-24 г/см3 (это средняя плотность Галактики), то сгущение массой m≈1011 mc может образоваться лишь в случае, если температура Т≈106 К. При меньшей температуре образуются сгущения меньшей массы.

Наряду с массой важнейшей характеристикой галактики является мера ее осевого вращения — вращательный момент на единицу массы. Мера вращения у эллиптических галактик гораздо меньше, чем у спиральных галактик. Очень медленное вращение эллиптических галактик не может объяснить их наблюдаемую эллиптичность, т. е. сплюснутость, подобно, например, тому, как действием центробежной силы можно объяснить сплюснутость земного шара у полюсов. По-видимому, сплюснутость эллиптических галактик объясняется самим характером звездных движений в таких галактиках. В противоположность этому влияние центробежной силы у сравнительно быстро вращающихся рукавов спиральных галактик весьма существенно. Есть среди части ученых мнение, что различия между эллиптическими и спиральными галактиками не являются эволюционным эффектом. Другими словами, галактики рождаются либо как спиральные, либо как эллиптические, и в процессе эволюции тип галактики сохраняется. Структура галактики определяется начальными условиями ее образования, например характером вращения того сгустка газа, из которого она образовалась.

1.1 Зарождение звезд

В настоящее время имеются уже довольно хорошо разработанные модели превращения огромного облака газа, сжимающегося в результате действия закона всемирного тяготения сперва в протогалактику, а потом в галактику. В самом начале следует представить себе огромный газовый шар, сжимающийся по закону свободного падения к центру. Первоначальная температура этого газа могла быть достаточно высокой, быстро уменьшалась, причем из-за гравитационной неустойчивости образовывались больших размеров сгущения, эволюционировавшие в облака. Благодаря беспорядочным движениям, эти облака сталкивались, что вело к их дальнейшему уплотнению. На этом довольно раннем этапе из облаков стали образовываться звезды "первого поколения", состоящие в основном из водорода и гелия. Наиболее массивные из них успевали проэволюционировать задолго до того, как прекратилось сжатие протогалактик. Взрываясь как сверхновые, они обогащали межзвездную среду металлами. По этой причине звезды следующих поколений имели уже другой химический состав. Это привело, например, к тому, что звезды вблизи центра эллиптических галактик более богаты тяжелыми элементами, чем находящиеся на периферии, что как раз и наблюдается.

В спиральных протогалактиках звездообразование шло медленнее. Поэтому в них смог образоваться газовый диск довольно значительной массы. Этому способствовало также довольно быстрое вращение спиральных протогалактик, препятствующее оттоку всего газа в область ядра и превращению его там в звезды. Другими словами, вращение протогалактик уменьшает скорость звездообразования.

Таким образом, разные типы галактик происходят от прото-облаков с разными плотностями и разным разбросом скоростей внутренних движений. В частности, эллиптические галактики образовались из более плотных облаков газа, находящегося в состоянии довольно быстрого беспорядочного движения. В "бедных" разряженных скоплениях наблюдаются преимущественно спиральные галактики. Возраст галактик практически равен возрасту Вселенной.

Звезды могут образовываться в результате гравитационного сжатия неоднородностей в межзвездной среде. Межзвездная среда распределена очень неоднородно, она имеет клочковатую структуру. В некоторой области среды выполняется критерий Джинса и эти комплексы являются гравитационно неустойчивыми, они должны сжиматься. По мере сжатия критерий гравитационной неустойчивости Джинса начинает выполняться для неоднородностей внутри облака с меньшими массами, вплоть до солнечной. Массивное газопылевое облако начинает дробиться на менее массивные части, которые, сжимаясь, дают начало звездам.

Для того чтобы образовавшаяся неоднородность массой, равной массе звезды, — протозвезда — могла сжиматься дальше, необходимо, чтобы по мере сжатия из нее отводилось тепло, выделившееся при сжатии. Таким механизмом отвода тепла является инфракрасное излучение пыли и молекул межзвездного газа. Значит, протозвезды являются мощными источниками инфракрасного излучения. По мере того как протозвезда сжимается, плотность ее растет, растет ее непрозрачность к инфракрасному излучению.

Дальнейшее, более медленное сжатие происходит до тех пор, пока температура внутри звезды не повысится настолько, что становятся возможными термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Расчеты показывают, что сжатие протосолнца от радиуса R = 10Ro до R = 1R0 продолжалось около 20 млн лет. Более массивные протозвезды эволюционируют быстрее, менее массивные — медленнее.

Стабильное по излучению и свойствам состояние звезды продолжается до тех пор, пока в ее недрах не исчерпается ядерное горючее — водород. Ясно, что массивные звезды благодаря своей высокой светимости исчерпают свой водород быстрее, чем менее массивные.

2 Эволюция галактик

Одна из задач современной астрономии - понять, как образовались галактики и как они эволюционируют. Во времена Эдвина Хаббла и Харлоу Шепли было заманчиво верить в то, что типы галактик соответствуют разным стадиям их развития. Однако эта гипотеза оказалась неверной, и задача реконструкции историй жизни, галактик оказалась трудной. Самой же трудной оказалась проблема первоначального возникновения галактик.

Природа Вселенной в те времена, когда еще не существовали галактики, неизвестна, и приписываемые ей гипотетические характеристики в значительной степени зависят от выбираемой космологической модели. Большинство принятых в настоящее время космологических моделей предполагает общее расширение, начиная с нулевого момента времени (сразу же после которого Вселенная имеет исключительно высокие плотность и температуру). Физические процессы, описывающие первичный взрыв в этих моделях, могут быть довольно надежно прослежены до момента, когда плотность и температура становятся достаточно низкими, чтобы стало возможным образование галактик. Примерно 1 миллион лет потребовался для того, чтобы Вселенная расширилась и остыла настолько, что вещество стало играть в ней важную роль. До этого преобладало излучение, и сгустки вещества, такие как звезды или галактики, не могли образовываться. Однако, когда температура стала равной примерно 3000 К, а плотность-около 1021 г/см3 (значительно меньше плотности земной атмосферы, но по меньшей мере в миллиард раз больше современной плотности Вселенной), вещество, наконец, смогло формироваться. В это время в достаточных количествах могли образовываться лишь атомы водорода и гелия.

Хотя можно представить несколько механизмов образования галактик из этого водородно-гелиевого газа, найти хотя бы одну модель, работающую в вероятных условиях ранней Вселенной, трудно. Очень мало резонов для образования галактик в расширяющейся Вселенной с однородным распределением температуры и вещества. В такой идеализированной Вселенной никогда не будет галактик. Существование галактик во Вселенной и видимое преобладание их как форм вещества говорят о том, что догалактическая среда никак не напоминала такое идеализированное газовое облако. Вместо этого должны были существовать какие-то неоднородности. Однако какого типа эти неоднородности и откуда они взялись?

2.1 Неустойчивость

Большинство попыток найти способы конденсации вещества Вселенной в галактики основаны на гипотезе, впервые подробно разработанной сэром Джеймсом Джинсом. Хотя сейчас принимается, что в ранней Вселенной газ расширялся в соответствии с релятивистской космологической моделью, идеи Джинса основывались на более простой ньютоновской модели Вселенной, где гравитационная неустойчивость возникает, когда сгусток более плотного вещества (называемый возмущением) становится достаточно малым и плотным. Характерный размер возмущений плотности, которые являются только слегка неустойчивыми, называется джинсовской длиной и, как было установлено, она зависит от скорости звука в среде, постоянной тяготения и плотности вещества.

Джинсовская масса определяется как масса вещества, которая может стать неустойчивой и начать сжиматься под действием собственного гравитационного поля. Согласно расчетам, в начале "эры вещества" джинсовская масса составляет около 105 солнечных масс, и, таким образом, в этот момент истории Вселенной возмущения с такими массами и больше (что включает все известные галактики) должны были стать неустойчивыми и сжаться. Простая модель Джинса не позволяет исследовать ситуацию во время "эры излучения", так как в этом простом анализе не учитывается влияние давления излучения на газ. Однако несколько астрономов и космологов исследовали более сложный случай при наличии излучения, и результаты приблизительно согласуются с результатами, полученными с использованием более простых моделей.

В поисках типа иррегулярности или неустойчивости, которая приводит к современной Вселенной, состоящей из галактик, астрономы исследовали много других видов неустойчивости, кроме гравитационных. Среди них возможное отсутствие баланса вещества и антивещества, тепловые неустойчивости, флуктуации, связанные с ионизацией и ее зависимостью от температуры и вариации распределения заряда.

Если предполагается из соображений симметрии, что количество вещества во Вселенной было равно и равно сейчас количеству антивещества, то современное существование вещества и антивещества в изолированных областях во Вселенной, естественно, может быть результатом небольшого локального неравенства компонентов в ранней Вселенной после того, как вещество и антивещество отделились от излучения. Во время расширения Вселенной полная аннигиляция произойдет в тех областях, где количества вещества и антивещества равны, а там, где имеется исходный избыток одного из них над другим, часть вещества или антивещества останется. Распределение вещества и антивещества будет клочковатым и сгустки будут сжиматься, образуя скопления галактик. Такая вселенная в конце концов будет состоять из кусочков вещества и антивещества, расположенных в различных местах.

В этом случае примерно половина видимых нами галактик будет состоять из антизвезд. Если мы отправимся в путешествие в такое место и попытаемся совершить посадку на планету из антивещества, то наши атомы бурно провзаимодействуют с атомами антивещества на месте посадки и они аннигилируют друг с другом, что вызовет яркую вспышку света, но вряд ли сделает визит очень приятным. От нас ничего не останется, кроме дыры на поверхности в память о нашей авантюре.

Более вероятная гипотеза утверждает, что вначале количество вещества немного превосходило количество антивещества. Тогда большая часть вещества должна была проаннигилировать с антивеществом на ранних космических фазах при высокой плотности, оставив купающуюся в лучах света Вселенную с количеством вещества, как раз достаточным для образования галактик.

Другой механизм, который мог способствовать конденсации вещества - это тепловая неустойчивость. Области с немного повышенной плотностью остывают быстрее, чем их окружение. Более горячие окружающие регионы сильнее сжимают эти области, повышая их плотность. Таким образом, небольшое возмущение плотности может становиться все более неустойчивым.

Согласно еще одной гипотезе, предложенной Георгием Гамовым, гравитационные силы могут усиливаться "симулированной гравитацией", создаваемой в ранней истории Вселенной интенсивным полем излучения. Частицы в такой Вселенной, как правило, затеняют друг друга от излучения и в результате испытывают действие силы, направленной от каждой частицы к другой частице. Эта сила, с которой частицы подвергаются действию друг друга, ведет себя по закону обратных квадратов, подобно силе тяготения. Можно, например, представить себе две частицы, разделенные небольшим расстоянием в богатом излучением поле. Частицы поглощают энергию фотонов поля излучения и поэтому находятся под влиянием сил. действующих в разных направлениях. Рассмотрим ситуацию, когда одна частица поглощает фотон, приходящий с направления, противоположного направлению на вторую частицу. На эту частицу действует сила в направлении второй частицы. Так как фотон был поглощен первой частицей, вторая частица оказывается защищенной от поля излучения в этом направлении, и поэтому на нее действует сила преимущественно в направлении первой частицы. В результате возникает эффект взаимного притяжения двух частиц, вызванный их взаимным затенением от поля излучения. Установлено, что этот эффект тени имеет значение лишь на протяжении примерно первых 100 лет существования Вселенной, после чего интенсивность излучения и степень близости частиц уменьшается.

3 Межзвездная среда

Межзвездная среда – это вещество, наблюдаемое в пространстве между звездами.

Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Тем не менее такие предположения высказывались давно. Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался (правда, без особого успеха) научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд.

Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (1896–1956) и советским астрономом Б.А.Воронцовым-Вельяминовым (1904–1994), вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды – мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь. Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды – ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.

С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским. Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.

С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды – очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно – среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.

Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления – космическая газодинамика и космическая электродинамика, изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды – нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав. Изучение такой сложной системы как «звезды – межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.

3.5 Крупномасштабное распределение межзвездной среды.

Основная масса газа и пыли концентрируется вблизи плоскости нашей Галактики. Именно там сосредоточены наблюдаемые эмиссионные туманности, облака атомарного и молекулярного газа. Аналогичная картина наблюдается и в других галактиках, похожих на нашу. Когда далекая галактика развернута к нам так, что ее звездный диск виден «с ребра», диск кажется пересеченным темной полосой. Темная полоса – это слой межзвездной среды, непрозрачный из-за наличия пылевых частиц.

Толщина слоя межзвездного газа и пыли обычно составляет несколько сотен св. лет, а диаметр – десятки и сотни тысяч св. лет, поэтому такой слой можно считать сравнительно тонким. Объяснение концентрации межзвездной среды в тонкий диск достаточно простое и кроется в свойствах атомов газа (и облаков газа) терять энергию при столкновении друг с другом, которые непрерывно происходят в межзвездном пространстве. Благодаря этому газ скапливается там, где его полная (кинетическая + потенциальная) энергия минимальна – в плоскости звездного диска, притягивающего газ. Именно притяжение звезд не дает газу далеко отойти от плоскости диска.

Но и внутри диска Галактики газ распределен неравномерно. В центре Галактики выделяется молекулярный диск размером несколько сотен св. лет. Дальше от центра плотность газа падает, но быстро возрастает вновь, образуя гигантское газовое кольцо радиусом более 10 тыс. св. лет и шириной в несколько тысяч св. лет. Солнце находится за его пределами. В окрестностях Солнца средние плотности молекулярного и атомарного газа сопоставимы, а на еще больших расстояниях от центра преобладает атомарный газ. Внутри слоя межзвездной среды наибольшая плотность газа и пыли достигается в спиральных рукавах Галактики. Там особенно часто встречаются молекулярные облака и эмиссионные туманности, и рождаются звезды.

Рождение звезд. Когда астрономы научились измерять возраст звезд и выделять короткоживущие молодые звезды, было выявлено, что образование звезд происходит чаще всего там, где концентрируется межзвездная газопылевая среда – вблизи плоскости нашей Галактики, в ее спиральных ветвях. Ближайшие к нам области звездообразования связаны с комплексом молекулярных облаков в Тельце и Змееносце. Немногим дальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе, где наблюдается большое количество недавно родившихся звезд, в том числе массивных и очень горячих, и несколько сравнительно крупных эмиссионных туманностей. Именно ультрафиолетовым излучением горячей звезды нагрета часть одного из облаков, которую мы видим как Большую туманность Ориона. Эмиссионные туманности той же природы, что и Туманность Ориона, всегда служат надежным индикатором тех областей Галактики, где рождаются звезды.

Звезды зарождаются в недрах холодных молекулярных облаков, где из-за сравнительно высокой плотности и очень низкой температуры газа силы тяготения играют очень важную роль и в состоянии вызвать сжатие отдельных уплотнений среды. Они сжимаются под действием сил собственного тяготения и постепенно разогреваются до образования горячих газовых шаров – молодых звезд. Наблюдать развитие этого процесса очень трудно, поскольку он может продолжаться миллионы лет и происходит в мало прозрачной (из-за пыли) среде.

Формирование звезд может происходить не только в крупных молекулярных облаках, но и в сравнительно небольших, но плотных. Их называют глобулами. Они видны на фоне неба как компактные и абсолютно непрозрачные объекты. Типичный размер глобул – от десятых долей до нескольких св. лет, масса – десятки и сотни масс Солнца.

В общих чертах процесс формирования звезд понятен. Пыль во внешних слоях облака задерживает свет звезд, расположенных снаружи, поэтому облако оказывается лишенным внешнего подогрева. В результате внутренняя часть облака сильно охлаждается, давление газа в нем падает, и газ уже не может сопротивляться взаимному притяжению своих частей – происходит сжатие. Быстрее всего сжимаются наиболее плотные части облака, там и образуются звезды. Они возникают всегда группами. Сначала это медленно вращающиеся и медленно сжимающиеся сравнительно холодные газовые шары различной массы, но когда температура в их недрах достигает миллионов градусов, в центре звезд начинаются термоядерные реакции, при которых выделяется большое количество энергии. Упругость горячего газа останавливает сжатие, возникает стационарная звезда, излучающая как большое нагретое тело.

Очень молодые звезды часто окружены пылевой оболочкой – остатками вещества, не успевшими еще упасть на звезду. Эта оболочка не выпускает изнутри звездный свет и полностью преобразует его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звезды обычно проявляют себя лишь как инфракрасные источники в недрах газовых облаков. И лишь позднее пространство вокруг молодой звезды расчищается и ее лучи прорываются в межзвездное пространство. Часть вещества, окружавшего формирующуюся звезду, может образовать вокруг нее вращающийся газопылевой диск, в котором со временем возникнут планеты.

Звезды типа Солнца после своего возникновения мало влияют на окружающую межзвездную среду. Но часть рождающихся звезд имеет очень большую массу – в десять и более раз больше, чем у Солнца. Мощное ультрафиолетовое излучение таких звезд и интенсивный звездный ветер сообщают тепловую и кинетическую энергию большим массам окружающего газа. Часть звезд взрывается как сверхновые, выбрасывая с большими скоростями гигантскую массу вещества в межзвездную среду. Поэтому звезды не только образуются из газа, но и во многом определяют его физические свойства. Звезды и газ можно рассматривать как единую систему со сложными внутренними связями. Однако в деталях процесс формирования звезд очень сложен и не до конца еще изучен. Известны физические процессы, которые стимулируют сжатие газа и рождение звезд, как и процессы, которые тормозят его. По этой причине связь между плотностью межзвездной среды в данной области Галактики и интенсивностью звездообразования в ней не однозначна[5, с. 120 - 130].

Наша Галактика — гигантская звездная система, состоящая из двухсот миллиардов звезд и представляющая собой диск с утолщением в центре — гало. Считается, что она образовалась примерно 13 млрд лет назад. Среди звезд, или населения, есть звезды более молодые и более старые, причем молодые звезды сконцентрированы в достаточно тонком диске, а старое население Галактики почти равномерно занимает сферический объем с увеличивающейся концентрацией к центру.

Согласно концепции эволюции звезд, из газопылевых комплексов, наблюдаемых в виде туманностей, под действием тяготения образуются фрагменты, по форме напоминающие шар.

Этот шар постепенно вращается, уплотняется, разогревается изнутри — образуется протозвезда. При достижении температур 8 млн К начнутся термоядерные реакции, прекращающие дальнейшее сжатие, и протозвезда станет звездой.

Скорость эволюции звезд зависит от их первоначальной массы. Состояние горячего белого карлика — вероятное будущее звезды с массой, примерно равной солнечной — до 1,2 Мс. Устойчивое состояние таких звезд длится примерно 9-10 млрд лет. После выгорания водорода в центре такой звезды образуется ядро из гелия, в оболочку которого перенесутся термоядерные реакции. Внешние оболочки начнут расширяться, и звезда превратится в красного гиганта. Его оболочка постепенно теряется в пространстве, а горячее ядро, сжимаясь, станет белым карликом. Большие звезды — бело-голубые гиганты и сверхгиганты — могут эволюционировать до 1 млрд лет. В их недрах температуры много больше солнечных, и там идут термоядерные реакции с образованием новых химических элементов. Звезды массами меньше двух солнечных могут потерять устойчивость на последних этапах эволюции и взорваться как сверхновые, обогатив пространство тяжелыми химическими элементами, а затем сжаться до состояния нейтронной звезды. Нейтронные звезды и черные дыры — возможное будущее достаточно массивных звезд массами, превышающими солнечную более чем вдвое.

Современная наука предлагает картину рождения и развития Солнечной системы из холодного газопылевого комплекса — протопланетного облака около 5 млрд лет назад. Исследования распространенности химических элементов на планетах показывают, что все планеты имеют единое происхождение и единый возраст.

В формировании Земли существенную роль играли тепло недр и процессы радиоактивного распада. Формирование земной коры происходило в течение длительного периода, который, по данным палеонтологии, разделен на эры, периоды, эпохи, века. Большую роль в эволюции Земли сыграло наличие гидросферы и появление органической жизни на ней.

Я выбрал именно эту тему для раскрытия, так как считаю вопрос происхождение и эволюцию галактик и звезд самым важным вопросом всей науки. Пока люди не найдут на него ответа, мы не сможем понять себя а значить и вырасти в понимании мира. Да может планка очень высока для людей, но нужно ставить высокие задачи.

В своей жизни я буду применять знания, полученные во время работы над рефератом в споре с друзьями и коллегами по работе, попытаюсь привить чувство великого и прекрасного своим близким, и самое главное в размышлении о моем месте в огромном мире. Огромный мир не кончается местом куда я могу ступить он шире и намного больше нас самих.

Лично меня научила изучение темы происхождение и эволюция галактик и звезд научила меня, прежде всего в понимании, что не только в микромире все взаимосвязано между собой, но и огромные системы при взаимодействии оказывают влияние и на наш мир, в котором мы сами являемся микромиром. Написание данной работы о многом меня заставило задуматься. Это самый важный результат моей работы.