Василий Григорьевич Фесенков

считал, что планеты образовались в

результате процессов, которые происходили «внутри» Солнца. В результате ядерных реак-

ций происходили выбросы масс из Солнца, из которых позже и сформировались планеты.

Галактики. Многообразие галактик

В XVIII в.

В. Гершель,

известный английский астроном и оптик, открывший планету

Уран, исследовавший двойные звезды и структуру Млечного Пути, построивший несколько

крупнейших для своего времени телескопов, открыл несколько тысяч туманных пятен (кото-

рые получили название туманности). В. Гершель заносил открытые им туманности в ката-

логи. В процессе исследования и наблюдения за этими туманностями было установлено, что

многие из них имеют спиральную структуру.

В науке астрономии все галактики делят на три большие группы. В основе данной

классификации лежит внешний вид галактик.

Три группы (класса) галактик:

1) спиральные галактики;

2) неправильные галактики;

3) эллиптические галактики.

Рассмотрим эти виды галактик.

Спиралевидные галактики. Их ветви состоят из горячих звезд, сверхгигантов; они

излучают радиоволны. Примерно десять процентов от массы всей такой галактики состав-

ляет масса нейтрального водорода. Главное отличие спиральных галактик заключается в

том, что они вращаются с бешеной скоростью.

Неправильные галактики. Что же их отличает? Для начала окунемся в историю. В

XVI в. Фердинанд Магеллан совершал свои знаменитые кругосветные путешествия, кото-

рые помогли «уничтожить» множество «белых пятен» на географической карте нашей пла-

неты. Путешественники в южном полушарии неба заметили и в течение продолжительного

отрезка времени наблюдали за двумя небольшими звездными облаками. Позже эти облака

стали называться в честь самого знаменитого путешественника: Большим и Малым Магел-

лановыми Облаками. На самом деле это никакие не облака, а самые настоящие галактики,

которые относятся к группе неправильных.

Эти галактики отличаются тем, что:

1) они имеют бесформенный вид;

2) их звездный состав такой же, как и у ветвей спиральных галактик, за одним исклю-

чением: у неправильных нет ядра;

3) неправильные галактики встречаются очень редко. Эллиптические галактики. Дан-

ные галактики встречаются гораздо чаще, чем спиральные и неправильные галактики. Назо-

вем

отличительные черты эллиптических галактик:

1) их можно принять за шаровые скопления звезд, если не учесть, что галактика больше

их по размерам;

2) вращаются они очень медленно, и, следовательно, они слабо сплюснуты. Это глав-

ное их отличие от спиральных галактик (которые вращаются очень быстро и вследствие

этого, сильно похожи на веретено);

3) эллиптические галактики не содержат в себе ни звезд-гигантов, ни туманностей.

Трупы» звезд: белые карлики,

Нейтронные звезды, черные дыры

Белые карлики

 

Звезды, как и многое в нашей Вселенной, не вечны, продолжительность их жизни

составляет десятки миллионов лет, тем не менее это несравнимо с годами существования

Вселенной.

В конце своей жизни звезда становится белым карликом. «Смерть» небесного тела

наступает после того, как оно исчерпало весь запас своих источников термоядерной энергии.

Причем белыми карликами становятся не все звезды, а лишь звезды средней и малой массы.

Белые карлики не светятся сами по себе, так как у них внутри нет никаких ядерных

процессов. Но все-таки «трупы» звезд светятся. Почему? Свечение белых карликов объяс-

няется очень просто: свечение происходит за счет медленного остывания. Ученый, индий-

ский физик

Раман Чандрасекара

высчитал массу белого карлика, которую он не может пре-

вышать. Согласно Чандрасекаре, масса данного небесного тела равна примерно 1,4 массы

Солнца.

Нейтронные звезды

Нейтронная звезда

– это, можно сказать, тоже «труп» звезды, но звезды гораздо боль-

ших размеров, которая обладает массой, превышающей десять масс нашего Солнца. Радиус

нейтронной звезды примерно в полтора-два раза больше массы Солнца, а ее радиус равен

примерно 10 – 20 км. В очень редких случаях масса нейтронной звезды может превышать

массу Солнца, но не более чем в три раза (это так называемый «предел Оппенгеймера – Вол-

кова». Что произойдетс такой «небольшой» звездочкой, мы узнаем ниже.

В 1930-х гг.

Вальтер Бааде

и

Фриц Цвики

выдвинули теорию, согласно которой

в результате взрыва сверхновой звезды (сверхновыми звездами называют звезды, которые

«неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимо-

сти они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды») образуется сверхплотная нейтронная

звезда. Данная теория была подтверждена почти тридцать лет спустя, когда в Крабовидной

туманности был открыт пульсар, т. е. нейтронная звезда, которая вращается с невероятно

большой скоростью.

Черные дыры

Понятие «черная дыра» было введено в 1968 г. американским физиком

Джоном Уилле-

ром.

Этим понятием он обозначил нейтронные звезды, которые в результате действия силы

гравитации сжались до такой степени, что свет уже просто не может преодолеть их при-

тяжение. Выше говорилось о том, что масса нейтронной звезды примерно в полтора-два

раза больше массы Солнца, но иногда ее масса может быть больше массы Солнца в три и

более раза. Так вот, черными дырами и становятся такие вот «исключительные» нейтронные

звезды.

Гравитационный радиус

– это радиус, до которого нейтронная звезда должна

сжаться, чтобы стать черной дырой. Если звезда была очень большой, то этот радиус равня-

ется всего нескольким десяткам километров.