Ответы по КСЕ

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя  всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной  стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты  таких звёздообразующих коконов  можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая  доля протозвёзд не достигает достаточной  для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

Согласно гипотезе В. А. Амбарцумяна, звезды рождаются группами из сверхплотной материи — протозвезды — при её фрагментации.

Образование галактик

В пространстве (даже без атомарных объектов, звезд например), ПЧастицы имеют разную плотность распределения в пространстве (абстрактно можно сравнить с молекулами воздуха). А потому массы ПЧ будут вести себя сходно с газовыми образованиями. Т.е. там будут циклоны, антициклоны, вихри, ветры. При образовании антициклона, его центр будет собирать ПЧ в очень массивный объект. В результате в центре образуется массовый объект из ПЧ. По мере его роста в центре будущей галактики образуется черная дыра и вокруг нее происходит все вращение. После накопления массы дыра взрывается (при сливании ПЧ освобождается энергия, как у слившихся пружин) и тот час же здесь происходит образование атомарной материи (сначала конечно МО, так как обычная атомарная материя не может существовать внутри черной дыры (сжатые ПЧ слишком близки).  Масса образовавшихся МО будет малой по сравнению с массой свободных ПЧ, которые остались вне образования МО. Эти свободные ПЧ образуют основную скрытую массу галактики.

Вихрь имеет огромную инерцию и взрыв центральной черной дыры будет немедленно замазан вихревыми процессами, а образовавшиеся куски атомарной материи будут образовывать видимую материю галактики. Сначала конечно звезды, ну и там уже по цепочке, которая приводит к более тяжелым атомарным элементам.

После взрыва в галактике может и не быть черной дыры. Но в принципе у больших галактик возможны повторные взрывы центральных ЧД (естественно, так как центральная ЧД может образоваться вновь, вихрь остался). Взорвавшиеся галактики были неоднократно сфотографированы. Т.о. мы имеем объяснение как и почему они взрываются. 

Заключение: Таким образом видимая часть галактик (звезды к примеру) это лишь остатки (результат) процессов вихря ПЧ, взрывов центральной черной дыры как поставщика МО для образования атомарных частиц. Сами же ПЧ крутятся в этом же вихре и именно они составляют основу вихря, его основную (скрытую визуально) массу. Черная дыра в ценре это все го лишь один из механизмов в галактике. Ее масса незначительна по сравнению с общей массой галактики. 

19. Варианты развития  Вселенной («закрытая»  и «открытая» модель).

открытая  модель, в которой кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, а Вселенная бесконечна; в такой модели расстояния между скоплениями галактик неограниченно возрастают со временем;

О замкнутая модель, в которой кривизна пространства положительна, Вселенная конечна, но столь же безгранична, как и в открытой модели; в такой модели расширение со временем сменяется сжатием.

В настоящее  время предпочтение отдается открытой модели, поскольку оценки средней  плотности вещества во Вселенной, сделанные на основе наблюдаемой концентрации звезд, показывают, что гравитационные силы не способны остановить происходящее с наблюдаемой скоростью разбегание. Оценки могут существенно измениться в пользу закрытой модели при наличии в космосе скрытых масс несветящегося вещества (например за счет ненулевой массы покоя нейтрино). 
 

20. Образования и  эволюция звезд. 

Звёздная  эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла^[1]. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

В этот период структура  звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а  температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

21. Понятие галактики  и Метагалактики.  Типы галактик. Общие характеристики нашей Галактики.

Гала́ктика (др.-греч. Γαλαξίας — Млечный Путь) — гравитационно-связанная система из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики — чрезвычайно далёкие объекты.

Метагалактикой принято называть всю наблюдаемую нами область Вселенной. До сих пор неясно, представляет ли собой Метагалактика какую-то единую материальную систему типа галактики. Зато бесспорно, что внутри нее составляющие ее звездные системы стремятся к объединению, скучиванию. Давно известны скопления или облака из галактик, состоящие из сотен, тысяч и большего числа звездных систем.

Эдвин Хаббл  считал, что есть лишь три типа галактик:

1. Эллиптические, внешне похожие на круглые или эллиптические светлые пятна без признаков внутренней структуры;
2. Спиральные, вроде туманности Андромеды. Некоторые такие галактики имеют перемычку (или бар), из концов которой выходят спиральные звездные ветви;
3. Неправильные, характерные неправильной, клочковатой формой и не имеющие центрального ядра.

Последующие классификации  галактик уточняли и расширяли схему  Хаббла.

По словам Б.А. Воронцова-Вельяминова «время для  составления столь же удачной  классификации, какой для своей  эпохи была первая классификация Хаббла, еще не наступило». Мегамир оказался несравнимо сложнее и богаче, чем о нем думали, и единственное, что сейчас необходимо, - это накопить как можно больше фактов о галактиках и их системах. 

ХАРАКТЕРИСТИКА  НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ

. Галактика состоит  из 150-200 миллиардов звезд и множества  других космических объектов: более  6000 галактических молекулярных облаков,  содержащих в себе до 50% межзвездного  газа, туманностей, планетных тел  и их систем, нейтронных звезд,  белых и коричневых карликов, черных дыр, космической пыли и газа. Диск Галактики пронизан крупномасштабным магнитным полем, удерживающим частицы космических лучей и заставляющим их двигаться вдоль магнитных линий по винтовым траекториям. 85-95% массы Галактики сосредоточено в звездах, 5-15% - в межзвездном диффузном газе. Массовая доля тяжелых элементов в химическом составе Галактики составляет 2%. Возраст Галактики 14,4 ± 1,3 млрд. лет. Большая часть звезд Галактики образовалась свыше 9 млрд. лет назад.

Основная часть  образующих Галактику звезд наблюдается с Земли как опоясывающая все небо белесая, слабосветящаяся полоса неправильных очертаний - Млечный путь, в котором сливается сияние миллиардов слабосветящихся звезд.

Мы наблюдаем  свою Галактику изнутри, что затрудняет определение ее формы, структуры и некоторых физических характеристик. Телескопическим наблюдениям доступно лишь 10⁹ звезд - до 1% всех звезд Галактики.