Лекция. Образование звезд и их эволюция.
План лекции: 1 Солнце и звезды.
2 Гравитационная конденсация.
3 Каскадная фрагментация.
В отличие от крупных скоплений (N ³102), для которых применимы статистические методы описания, и двойных систем, допускающих аналитическое решение уравнений движения, для малых групп гравитирующих тел не существуют общих методов интегрирования уравнений движения. Некоторые частные решения задачи трех тел, когда масса одного из тел намного меньше масс двух других, более подробно рассматриваются в книге Г.Н. Дубошина и в работе В.И. Арнольда и др. Все-таки стало ясно, что конструктивным методом для описания общих закономерностей и детального исследования динамического поведения систем небольшого числа тел является численный эксперимент.
Начиная с шестидесятых годов ХХ-го столетия основным методом изучения динамики малых групп гравитирующих тел стал численный эксперимент. С увеличением возможностей электронно-вычислительных машин, во всем мире начали разрабатывать программы, моделирующие динамику малых групп гравитирующих небесных тел.
Первые работы по изучению динамики малых групп галактик начинаются с Местной группы галактик и связаны с именами Кана и Вольтера (1959). В шестидесятые годы исследования продолжали группа ученых, возглавляемая Я.Эйнасто.
Изучение движения галактик, входящих в состав Местной группы, показало, что вириальная масса системы намного больше суммарной массы ее компонентов, определенной по их возможном присутствии невидимой материи в Местной группе.
|
|
|
На основе изучения динамики систем из 3-5 гравитирующих тел было показано, что наличие распределенной по изотермическому закону ( 
) скрытой массы в объеме системы делает динамическую эволюцию малых групп галактик более интенсивной. По мнению В.Г.Горбацкого, динамическая эволюция у групп должна происходить быстрее, чем у скоплений. Поэтому они могут содержать относительно больше «темного вещества» по сравнению со скоплениями. При этом конкретный вид распределения «темного вещества» в группе (в скоплении) мало влияет на оценки среднего значения отношения вириальной массы к светимости f. Различие в этой величине при равномерном распределении вещества и при сосредоточении его в центре составляет всего несколько процентов.
Если вопрос о наличии скрытых масс в скоплениях галактик, а также в коронах отдельных крупных галактик почти не вызывает сомнений, то их присутствие в малых группах галактик все еще остается спорным. Возможно, чтобы получить ответ на этот вопрос, кроме моделирования динамики этих систем, необходимо изучить каталоги двойных, тройных галактик и их групп.
|
|
|
Лекция. Межзвездная среда.
План лекции: 1 Молодые звезды.
2 Звезды наиболее распространенные из наблюдаемых объектов Вселенной.
Звезды наиболее распространенные из наблюдаемых объектов Вселенной. В этих raзовых шарах сосредоточена большая часть массы видимою космическою вещества. Остальная ero часть рассеяна в межзвездном пространстве в виде pacceянной, диффузной среды, с которой звезды постоянно обмениваются веществом. Изучая спектры звезд, можно установить, что их атмосферы состоят из rазов, содержащих атомы самых различных элементов, а иноrда и молекулярные соединения. На некоторых звездах имеются условия для формирования даже твердых частиц пыли. С эволюцией звезд связано образование химических элементов в природе. Поэтому звезды представляют интерес не только как объекты, являюшиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как определенное звено всей эволюции материи: большинство атомов, из которых построен окружающий нас мир, включая и нас самих, коrда то возникли в звездах или хотя бы один раз побывали в их недрах.
Все это rоворит о том, что в звездах происходит необходимый и важный этап эволюции вещества во Вселенной, предшествующий развитию мноrих друrих форм материи, включая и высшие.
|
|
|
Из наблюдений, помимо небесных координат, видимой звездной величины и спектра, мы не имеем почти никакой иной информации для выяснения природы звезд. Однако методы теоретической астрофизики позволяют рассматривать существование звезд как проявление известных фундаментальных законов природы. В частности, можно показать, что эволюция обычной звезды однозначно определяется исходным (Т. е. возникшим к началу эволюции) значением ее Macсы и химическим составом. Для двойных звезд положение значительно сложнее и мноrие детали их эволюции не вполне еще ясны. Первоочередной проблемой исследования природы звезд является получение из наблюдений их важнейших физических характеристик и установление возможных зависимостей между ними.
Ценную информацию несут не только сами наблюдаемые величины, но и их изменения во времени. Поэтому важная задача наблюдателей изучение cooтветствуюших временных зависимостей. Смещение спектральных линий, а также положения звезды на небе rоворит о пространетвенном движении объекта; изменение вида спектра или звездной величины свидетельствует о физических изменениях, происходящих в объекте, часто позволяющих узнать ero строение. Вот почему для понимания природы звезд и их эволюции оrpомную роль иrpает изучение так называемых переменных звезд.
|
|
|
Важнейшей характеристикой звезды является ее масса. Непосредственно ее можно вычислить только для компонентов двойных звезд, почему эту rлаву мы и начнем именно с них.
Затем мы перейдем к свойствам одиночных объектов, начиная с процессов звездообразования в результате rpавитационноrо сжатия из raзопьтевой среды. Затем будет рассмотрен основной этап жизни звезд стадия rлавной последовательности. Дальнейшее развитие звезд связано с определенной цепочкой термоядерных реакций, что приводит к образованию на конечной стадии эволюции весьма экзотичных объектов. Рассмотрение всех этих типов звезд позволит понять природу мноrих наблюдаемых объектов, включая большое число нестационарных звезд, отличающихся происходящими на них бурными, неустойчивыми движениями вещества. Чаще Bcero это звезды, находящиеся на начальной или конечной стадиях эволюции.
Знакомство с различными стадиями эволюции одиночной звезды все же не позволит нам охватить все разнообразие наблюдаемых на небе звезд. Эволюция двойных звезд, особенно тесных двойных систем, сложнее развития одиночной звезды и приводит к целому ряду объектов необычной природы, мноrие из которых наблюдаются.
1 2 -лекция. Жизнь звезды.
План лекции: 1 Белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры.
2 Пульсары и барстеры.
Физические условия в недрах. Одновременно с ростом температуры с rлyбиной в подфотосферных слоях Солнца должно возрастать и давление, определяемое весом вышележащих слоев. ПЛотность также увеличивается. В каждой внyтpeнней точке Солнца должно выполняться так называемое условие гидростатическoго равновесия, означающее, что разность давлений, испытыаемых каким-либо элементарным слоем, должна уравновешиваться rpавитационным притяжением всех более rлубоких слоев. (В силу сферической симметрии, как показал еще Ньютон, внешние слои не дают вклада в силу тяжести). Если давление на верхней rpанице слоя (А) обозначить через Р1, а на нижней (В) через Р2, то равновесие будет иметь место при условии, что
(8.1)
rде ρ средняя плотность слоя АВ, Н - ero толщина, а g - соответствующее значение ускорения силы тяжести. Среднюю плотность р можно положить равной среднему арифметическому значений плотности ρ1 и ρ2 на верхней и нижней rpаницах слоя АВ:
(8.2)
Выражение RgT/(P9) измеряется в единицах длины и имеет важный физический
смысл: если температура слоя постоянна, а толщина ero составляет
(8.3)
то давление и плотность в пределах этоro слоя меняются (из-за условия (8.2) приблизительно) в три раза, а точнее в е == 2,7183 . . . (основание натуральных лоraрифмов). Действительно, подставляя (8.3) в уравнение Менделеева-Клапейрона, получаем в предположении, что справедливо (8.2)
Р2 = 3P1. (8.4)
Величина Но называется шкалой высоты. Она показывает, на каком расстоянии происходит изменение плотности в е=2,7 раз. При Т = 10 000 К, Р = 0,5·103 моль/кr (ионизованный водород) и 9 = 2,7·102 м/с2 , что примерно соответствует условиям в наружных слоях Солнца, имеем НО = 6·105 м, т. е. рост плотности втрое происходит при продвижении вглубь на 600 км. rлубже температура растет, yвeличивается шкала высоты НО, а также давление. При этом возрастание плотности замедляется.
Лекция. Проблема моментов.
План лекции: Собственные моменты вращения галактик, спин.
Гипотезы о возникновения галактик с точки зрения моментов.
Одним из интересных и малоизученных вопросов астрофизики является собственное вращение галактик. Наша Галактика вращается вокруг общего центра, расположенного в направлении созвездия Стрельца, это установили впервые Б.Линдблад и Я.Оорт в 1926 г. Линейная скорость Солнца вокруг Галактики лежит в интервале от 220 до 250 км/с – точное значение пока еще неизвестно.
Почти для всех спиральных галактик скорость вращения растет до некоторого своего максимального значения пропорционально расстоянию от центра, что означает, что центральная часть галактик вращается с постоянной угловой скоростью как твердое тело. Ближе к краю спадает по закону Кеплера, обратно пропорционально корню квадратному из радиуса (рис.13.1). Таким образом, звезды, расположенные на внешних областях галактик вращаются в гравитационном поле центральной части галактики.
Рис. 13.1 Закон изменения линейной скорости вращения для
типовой спиральной галактики, прерывистая линия относится
к области центрального угольшения
Возникновение у галактик собственных моментов вращения за счет приливных сил при гравитационном взаимодействии протогалактических облаков между собой впервые выдвинул в 40-е годы ХХ века Ф.Хойл. За ним эту идею развил уже в 1969 году Дж. Пиблс. Но детальные расчеты, проделанные Пиблсом и другими теоретиками показали, что вращательный момент, приобретаемый галактиками вследствие приливного взаимодействия не может объяснить реальное значение момента спиральных галактик /17/.
Новый подход к изучению собственных моментов вращения галактик связан с газодинамическими процессами, развивающимися в начальной стадии образования звезд и галактик. Наиболее важными среди них являются, во-первых, возникновение ударных волн, которые приводят к возникновению крупномасштабной структуры Вселенной /16/; во-вторых, появление завихренности в разрывных сверхзвуковых движениях метагалактической среды, которая, по-видимому, и обеспечивает наблюдаемое быстрое вращение спиральных галактик /1/.
Появление протогалактических вихрей из-за взаимо-действия слабых сгущений вещества с ударной волной масштаба группы или скопления галактик изучено в работах. Появление и взаимодействие ударных волн с исходными крупномасштабными облаками приводит к фрагментацию последних. В известных схемах фрагментации распад исходного облака-сгущения происходит сначала на 2-3 больших фрагмента. Динамика фрагментов не исключает и их последующего скучивания в группы того или иного размера. Облака-фрагменты начинают сжиматься благодаря собственной гравитации, их плотность при этом возрастает и, при достаточно большом уплотнении нарушается динамическое равновесие облака со средой. Это приводит к падению фрагментов к центру масс /10/. Так как фрагменты, по крайней мере, частично в газовом состоянии, то они остаются все еще рыхлыми, и поэтому неизбежны их контактные столкновения /10/.
В работах Бараусова и др, изучался процесс сверхзвукового нецентрального столкновения протогалактических газовых фрагментов, служащий одним из элементов нелинейной гидродинамики протогалактической среды. Было показано, что такое столкновение приводит при определенных условиях к коалесценции фрагментов и образованию протогалактического сгущения, обладающего значительным вращательным моментом. В спиновый момент протогалактического сгущения переходит при этом значительная часть орбитального момента исходного относительного движения фрагментов. Такой гидродинамический механизм преобразования орбитального момента в спиновый, по-видимому, является более эффективным, чем механизм приливного взаимодействия облаков протогалактической среды. Спиновый момент сгущения, образующегося в результате коалесценции газовых фрагментов, близок к вращательному моменту типичных спиральных галактик.
Дата добавления: 2019-02-13; просмотров: 217; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!