Cosa c'è nell'universo e come funziona. La composizione chimica della materia nell'universo L'evoluzione della materia e la composizione chimica media dell'universo

A.G. Ivanov

Geologia

Note di lettura

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Ricerca nazionale di Perm

università politecnica

Sezione 1 (mod. 1). LA GEOLOGIA EI SUOI ​​RAPPORTI CON LE ALTRE SCIENZE

Lezione 1. Introduzione

Domande della lezione:

1. Collegamento di geologia e litologia con altre scienze.

2. Breve storia della geologia e della litologia.

Geologia - la scienza della Terra (greco Ge - Terra, logos - insegnamento). Nel recente passato, fino alla fine del XIX secolo, la geologia ha rappresentato una scienza unificata sull'origine della Terra e dei suoi solidi gusci esterni, la loro composizione, sviluppo storico, struttura interna e mondo organico. L'enorme interesse per la Terra, associato alla necessità di trovare materie prime per un'industria in rapido sviluppo, ha portato alla rapida crescita delle conoscenze geologiche. In geologia, le sezioni sulla composizione della Terra, la sua storia, la topografia, il mondo organico e altre sono state isolate e poi trasformate in scienze indipendenti. Elenchiamo queste scienze.

Litologia - la scienza della composizione, struttura, consistenza e origine delle rocce sedimentarie. La litologia moderna è composta da tre parti. La prima riguarda i metodi e le tecniche della ricerca sul campo e di laboratorio. Il secondo è nell'ambito della petrografia dei sedimentari rocce studiare minerale e Composizione chimica, struttura e consistenza delle rocce. La terza parte, sedimentologica, analizza l'andamento generale e le regolarità del processo sedimentario.

Geochimica - la scienza della composizione chimica della Terra, le leggi dell'abbondanza e della distribuzione in essa elementi chimici e la loro migrazione.

Mineralogia - la scienza dei minerali, composti chimici di elementi che costituiscono la base del solido guscio della Terra.

Cristallografia La scienza della forma cristallina dei minerali. Questa scienza è indissolubilmente legata alla mineralogia.

Petrografia - una scienza che studia le rocce formatesi nei processi geologici all'interno della Terra.

Geofisica - la scienza di Proprietà fisiche La Terra e le sostanze di cui è composta.

Geologia ingegneristica - una branca della geologia che studia le proprietà fisiche delle rocce in connessione con le attività di ingegneria umana.

Geologia Minerale - una branca della geologia che studia le condizioni per la formazione e i modelli di distribuzione dei depositi minerali.

Idrogeologia - la scienza delle acque sotterranee, la loro qualità, distribuzione, movimento e luoghi di possibile estrazione.

Geotettonica - la scienza della struttura, dei movimenti, delle deformazioni e dello sviluppo dei solidi gusci esterni della Terra in connessione con il suo sviluppo nel suo insieme.

Geologia strutturale - la scienza delle forme di accadimento delle operazioni minerarie, le cause del loro verificarsi e la storia dello sviluppo.

Paleontologia - una scienza che studia il mondo animale e vegetale delle epoche geologiche passate sulla base di resti fossili.

Tutte queste scienze geologiche sono strettamente correlate alle scienze naturali: chimica, fisica, biologia e matematica.

UNA BREVE STORIA DELLA GEOLOGIA

La secolare storia della geologia è iniziata con la comparsa dell'uomo.

I primi concetti di geologia sorsero in tempi antichi, poiché quando una persona raccolse per la prima volta una pietra, fece la prima ascia di pietra, un suggerimento per un'arma da lancio ...

Nonostante il fatto che la geologia fosse all'inizio del suo percorso, anche allora furono determinate le direzioni nelle opinioni sullo sviluppo della Terra.

1. Catastrofismo- un sistema di visioni secondo il quale lo sviluppo della Terra rappresenta una serie di catastrofi. Si tratta di eruzioni vulcaniche, terremoti, impatti di meteoriti, inondazioni: tutti questi sono i principali eventi che cambiano la faccia della Terra.

2. Nettunismo- (Nettuno - il dio del mare degli antichi greci) - la dottrina secondo la quale tutto sulla Terra era formato dall'acqua.

3. Plutonismo- (Plutone nella mitologia greca - il dio degli inferi) - una direzione nelle opinioni sullo sviluppo della Terra, associata esclusivamente alle sue viscere.

Tuttavia, la seconda metà del XVIII secolo è considerata il momento dell'emergere della geologia come scienza, il periodo della nascita e del rapido sviluppo dell'industria mineraria.

In Russia, ciò si rifletteva nell'intenso accumulo di conoscenze geologiche di importanza applicata su depositi di minerali di ferro e rame, depositi di piombo d'argento negli Urali, Altai e Transbaikalia, zolfo nativo in Ucraina e pietre colorate negli Urali.

Il fondatore della generalizzazione della conoscenza geologica in Russia fu M. Lomonosov, e in Europa occidentale– D. Hutton e A.G. Werner.

M. Lomonosov, riassumendo conoscenze disparate in mineralogia, estrazione mineraria, fisica e chimica fenomeni naturali avanzare l'idea di formare superficie terrestre a causa dell'interazione di forze interne ed esterne, ha calcolato lo spessore della crosta terrestre, ha spiegato l'origine di minerali e rocce.

Le osservazioni di resti paleontologici nelle collezioni del territorio della Russia europea hanno permesso di gettare le basi per il metodo dell'attualismo (tutti i fenomeni del passato procedevano allo stesso modo di fenomeni simili procedono ora) “Sugli strati della terra”. In questo lavoro, ha stabilito le idee di base della teoria evolutiva, che sono state successivamente sviluppate dallo scienziato inglese C. Lyell. Il grande M. Lomonosov con le sue fatiche pose le basi della dottrina geologica, sulla quale in futuro crebbe l'edificio della scienza geologica.

La ricerca accademica ha mostrato per la prima volta il ruolo fondamentale dell'attenzione ricerca sul campo. Pertanto, la controversia sulla causa principale dei processi geologici è stata risolta a favore dei "plutonisti". Rifiutando le idee dei "catastrofisti", i geologi evoluzionisti a cavallo tra il XVIII e il XIX secolo aprirono la strada allo sviluppo della geologia storica e dinamica.

Accademico russo P.S. Pallade, Saxon A.G. Werner, scienziato tedesco L. Buch, inglese R.I. Murchison come risultato della raccolta e dell'analisi di una grande quantità di materiale entro il 1850 creò i prerequisiti per l'emergere della scienza geotettonica. La dottrina delle geosincline "mobili" e delle piattaforme "stabili" fu sviluppata a quel tempo da J. Hall, J. Dan, A.P. Karpinsky e altri.

Allo stesso tempo, i metodi della fisica, dell'ottica e della matematica erano ampiamente utilizzati in geologia.

G. Sorbi e G. Rosenbush hanno utilizzato un microscopio ottico per studiare le rocce. ES Fedorov ha inventato un tavolo universale per misurare le proprietà ottiche dei minerali. D. Pratt e J. Erie hanno avviato l'uso dei dati geofisici. Hanno sviluppato una teoria isostasia(1855), secondo il quale la crosta terrestre quasi ovunque è in equilibrio gravitazionale.

I successi della cartografia geologica nella seconda metà del XIX secolo crearono i prerequisiti per generalizzazioni geologiche per singole regioni, paesi e continenti. Nel 1875 è stato creato organizzazione internazionale geologi - l'International Geological Congress (IGK), dove le sessioni hanno discusso i risultati della ricerca geologica, hanno sviluppato i principi della cooperazione internazionale sull'unificazione delle carte geologiche, la nomenclatura delle rocce, le unità stratigrafiche, ecc.

In Russia, nel 1882, fu creato il Comitato Geologico, che pianificava e dirigeva la ricerca geologica sul territorio della Russia. Questo comitato era presieduto da A.P. Karpinsky.

Il nome di I. Mushketov è associato agli studi sull'Asia centrale. VA Obruchev ha studiato l'Asia centrale e Siberia orientale. Un posto significativo nello studio della geochimica e nella sistematizzazione dei minerali è occupato da noti scienziati come A.E. Fersmann e V.I. Vernadsky.

Di grande importanza nella storia della geologia del petrolio e del gas sono le opere di I.M. Gubkin. Hanno dato una valutazione positiva delle prospettive per il potenziale di petrolio e gas del Caucaso settentrionale, della regione degli Urali-Volga e della Siberia occidentale.

I congressi geologici internazionali del 1937 e del 1984 in URSS testimoniano la crescita del prestigio della scienza geologica sovietica.

Vinogradov, Khain, Strakhov, Shatsky e altri scienziati hanno svolto un ruolo importante nella ricerca geologica.

Domande di prova:

1. Elenca le direzioni principali nelle opinioni sullo sviluppo della Terra.

2. In che anno è stata istituita l'organizzazione internazionale dei geologi - l'International Geological Congress (IGC)?

3. In che anno è stato istituito in Russia il Comitato geologico?

Lezione 2 STRUTTURA E ORIGINE DELL'UNIVERSO.

STRUTTURA DELLA NOSTRA GALASSIA

Domande per la lezione:

1. Formazione dell'Universo.

2. Composizione chimica dell'Universo.

3. La Terra come pianeta del sistema solare.

4. La forma e le dimensioni della Terra.

5. Struttura della Terra. Superficie terrestre.

6. Metodi di studio struttura interna Terra.

7. Geosfere esterne ed interne della Terra.

8. L'emergere della crosta terrestre.

L'oggetto di studio della geologia è il pianeta Terra. Per studiarlo è necessaria anche la conoscenza di altri pianeti, stelle, galassie, poiché tutti sono in una certa interazione dal momento in cui compaiono nell'Universo. Pertanto, il nostro pianeta è solo una particella dello spazio esterno.

FORMAZIONE DELL'UNIVERSO

L'Universo ha avuto origine circa 18-20 miliardi di anni fa. Fino a quel momento, tutta la sua materia era in condizioni di alte temperature e densità, che la fisica moderna non è in grado di descrivere. Questo stato della materia è chiamato "singolare". La teoria dell'Universo in espansione, o "Big Bang", fu creata per la prima volta in Russia da A.A. Friedmann nel 1922. L'essenza della teoria: una sostanza in uno stato singolare ha subito un'espansione improvvisa, che in termini generali può essere paragonata a un'esplosione. La domanda sempre emergente “Cosa è successo prima del Big Bang”, secondo il fisico inglese S. Hoggins, è di natura metafisica. Lo stato precedente non ha successivamente influenzato in alcun modo l'Universo attuale.

LA COMPOSIZIONE CHIMICA DELL'UNIVERSO

La composizione chimica dell'Universo è ¾ di idrogeno e ¼ di elio in massa. Tutti gli altri elementi non superano nemmeno l'1% nella composizione dell'Universo. Elementi pesanti sorsero nell'Universo molto più tardi, quando a seguito di reazioni termonucleari le stelle si "accesero" e durante le esplosioni di supernove furono espulse nello spazio.

Cosa può aspettarsi l'Universo in futuro? La risposta a questa domanda sta nello stabilire la densità media dell'universo. Il valore di densità attuale è 10 -29 g/cm 3 , che è 10 -5 unità di massa atomica per 1 cm 3 . Per immaginare una tale densità, 1 g di una sostanza deve essere distribuito su un cubo di lato di 40 mila km!

Se una densità media sarà uguale o leggermente inferiore densità critica, l'Universo si espanderà solo, ma se la densità media è superiore a quella critica, l'espansione dell'Universo alla fine si fermerà e inizierà a ridursi, tornando a uno stato singolare.

Circa 1 miliardo di anni dopo il Big Bang, a seguito della compressione di enormi nubi di gas, iniziarono a formarsi stelle e galassie, ammassi di milioni di stelle. Qualsiasi stella si forma a seguito del collasso di una nuvola cosmica di gas e polvere. Quando la compressione al centro della struttura si tradurrà in un molto alte temperature, al centro del "gruppo" iniziano le reazioni nucleari, ad es. la conversione dell'idrogeno in elio con il rilascio di un'enorme energia, a seguito della radiazione di cui brilla la stella. L'elio viene successivamente convertito in carbonio.

LA TERRA COME PIANETA DEL SISTEMA SOLARE

La Terra fa parte dell'Universo e il nostro sistema solare è uno di 100 miliardi di anni. stelle in una galassia stellare di circa 12 miliardi di anni. anni. Età sistema solare, a cui appartiene la Terra circa 6 miliardi di anni fa. anni.

Ci sono nove pianeti nel sistema solare. Ai pianeti tipo terrestre includono Mercurio, Venere, Terra e Marte, ai pianeti esterni- Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone. Il raggio del sistema solare è di 5,917 miliardi di km (dalla Terra al Sole 149,509 milioni di km).

I pianeti simili alla Terra sono relativamente densi, ma hanno dimensioni e massa relativamente piccole. Mercurio è privo di atmosfera, il resto dei pianeti di questo tipo ce l'hanno, e su Marte l'atmosfera è vicina a quella terrestre.

I pianeti esterni sono di dimensioni e massa enormi, ma sono caratterizzati da una densità relativamente bassa. Le atmosfere di questi pianeti sono composte principalmente da metano e ammoniaca.

Così Sole. La sua massa è il 99,87% della massa del sistema. Il più grande dei pianeti Giove ha una massa dello 0,1% della massa del sistema. Il Sole è una sfera di plasma (idrogeno 90% ed elio 10%) con una temperatura superficiale di circa 5600 0 . Tutti i corpi del Sistema sono collegati al Sole dalla forza di attrazione gravitazionale e quindi si influenzano a vicenda. L'enorme massa del Sole e la sua energia radiante hanno una grande influenza su molti processi geologici, sia sul nucleo interno che sul guscio di pietra della Terra.

Le domande sull'origine del sistema solare e della Terra nel processo di sviluppo del pensiero geologico sono rimaste al centro dell'attenzione degli scienziati. Secondo le opinioni filosofo tedesco Io. Kant La formazione delle stelle e del sole è avvenuta sotto l'influenza delle forze di gravità. P.Laplace sviluppò la sua teoria, arricchendola con il moto rotatorio di particelle di materia in una nebulosa gassosa rarefatta e calda. Secondo l'ipotesi di Kant-Laplace, grumi di materia formavano gli embrioni dei pianeti. I pianeti si raffreddano gradualmente, così come la Terra si raffredda e si deforma. Questa idea piuttosto progressiva con lo sviluppo ricerca astronomica successivamente si è rivelato insoddisfacente.

La maggior parte degli scienziati ritiene che l'età dell'universo sia di 14 miliardi di anni. Anche la teoria del Big Bang è considerata provata, ma le sue cause sono ancora descritte solo da ipotesi. In particolare, una delle teorie suggerisce che la causa fossero le fluttuazioni dei quanti nel vuoto e, secondo la teoria delle stringhe, la causa dell'esplosione fosse un'influenza esterna. A questo proposito, numerosi ricercatori mettono in dubbio l'unicità dell'Universo, ritenendo che ce ne siano diversi o addirittura un numero infinito, poiché sono costantemente formati.

Dopo il Big Bang, l'universo ha attraversato un periodo di rapida espansione. Si ritiene che a quel tempo la materia a noi familiare non esistesse ancora. È apparso più tardi dall'energia emersa dal Big Bang. Le prime stelle sono apparse non prima di 500 milioni di anni dopo il Big Bang. Va notato che il processo di espansione dell'Universo continua ancora oggi.

In generale, la maggior parte dei processi globali dell'Universo, come la sua espansione, avranno scarso effetto sulla vita sulla Terra nel prossimo futuro.

Composizione dell'Universo

Come sottolineano gli scienziati, la cosa principale nell'Universo è questa, ne consiste per il 75%. Inoltre, i principali dell'intero spazio circostante sono l'elio e il carbonio. La maggior parte dell'Universo è occupata dalla cosiddetta energia oscura e materia oscura, queste sostanze sono poco studiate e le idee su di esse sono per lo più astratte. La solita sostanza occupa solo il 5-10%.

La principale forma di organizzazione della materia nell'Universo sono le stelle e i pianeti. Formano galassie, ammassi in cui i corpi celesti sperimentano un'attrazione reciproca e si influenzano a vicenda. Questi sistemi differiscono nella forma, ad esempio la Via Lattea si riferisce alle galassie a spirale.

Le galassie sono combinate in gruppi e quelli, a loro volta, in superammassi. Il sistema solare si trova nella galassia della Via Lattea, che a sua volta appartiene al superammasso della Vergine. Va notato che la Terra non si trova al centro dell'universo, ma nemmeno alla periferia dell'universo.

Il sole è una stella relativamente piccola in termini di universo.

Oltre a stelle e pianeti, ci sono altri oggetti nell'universo, come le comete. Sebbene la loro traiettoria sia più ampia di quella dei pianeti, si muovono comunque nella loro orbita. Ad esempio, la cometa di Halley passa accanto al Sole ogni 76 anni. Un'altra ben nota categoria di oggetti spaziali sono gli asteroidi. Sono più piccoli dei pianeti e mancano di atmosfera. Gli asteroidi possono rappresentare un vero rischio per la Terra: alcuni scienziati ritengono che la scomparsa dei dinosauri e altri cambiamenti nella flora e nella fauna di quel periodo potrebbero essere associati alla collisione della Terra con questo corpo celeste.

1.2 Evoluzione dell'Universo. Il processo di formazione della materia

C'è stato un altro momento, speciale nel corso dei processi fisici nell'Universo in espansione dopo il Big Bang. Elettroni e positroni, nati ad alte temperature a seguito di collisioni di particelle ad alta energia, hanno cessato di essere creati quando la temperatura è scesa a diversi miliardi di gradi. L'energia delle particelle in collisione divenne insufficiente per la loro formazione. Gli elettroni e i positroni disponibili si annichilano e nel processo si formano i fotoni. Pertanto, il numero di fotoni aumenta. Dopo qualche tempo, il processo di annientamento termina. Quindi, alla fine del secondo periodo di 5 minuti, i processi nel caldo Universo primordiale giungono al termine. La temperatura scende sotto il miliardo di gradi. L'universo smette di essere caldo. Inizia quindi un periodo di processi completamente diversi, che dura trecentomila anni.

In questo momento, non ci sono ancora atomi. La materia dell'Universo è un plasma, cioè solo nuclei nudi senza elettroni orbitali. Questo plasma è "ripieno" di fotoni. Pertanto, è chiamato plasma fotonico. È opaco ai fotoni. La luce con la sua pressione lo scuote solo leggermente, formando un "suono fotonico". Il principale conduttore di tutto ciò che accade nell'Universo in espansione in tutti e tre i periodi è la temperatura. L'Universo non si sta solo espandendo, ma allo stesso tempo (o meglio, quindi) si sta raffreddando. Quando la temperatura scende a quattromila gradi, si verifica un altro salto nella natura dei processi: iniziano a formarsi atomi neutri. Il plasma cessa di essere completamente ionizzato. Il numero di atomi neutri aumenta. Si formano a seguito dell'incrostazione dei nuclei di idrogeno ed elio nel plasma con gli elettroni. Ecco come appaiono l'idrogeno e l'elio neutri nell'universo in espansione. Quando il plasma ha iniziato a trasformarsi in un gas neutro, è diventato trasparente ai fotoni. Fu in questo momento, trecentomila anni dopo il Big Bang, che i fotoni uscirono da una così lunga prigionia (chiamata l'era del plasma fotonico) e si precipitarono negli angoli più remoti dell'Universo. Questi cambiamenti qualitativi hanno avuto conseguenze di vasta portata. Il principale, a quanto pare, è che il plasma precedentemente omogeneo, che ora è stato trasformato in un gas neutro, ha avuto l'opportunità di assemblarsi in grumi. E questo è il primo passo verso la formazione delle galassie e in generale di tutti i corpi celesti. Perché questo non potrebbe accadere nel plasma? Perché il grumo di plasma formato ha bloccato i fotoni all'interno, che hanno esercitato un'enorme pressione su di esso dall'interno e lo hanno rotto. Il nodulo non è cresciuto ulteriormente, ma, al contrario, è crollato. Il plasma è diventato di nuovo omogeneo. Ma quando i fotoni, come il vapore di un pallone che scoppia, sono stati rilasciati, nulla ha impedito alla materia neutra di raggrupparsi.

Prima di tutto, sorge una domanda naturale, come facciamo a sapere che l'Universo si sta espandendo. Questo non è affatto ovvio. Al contrario, in tutte le epoche si credeva che l'Universo fosse stazionario, cioè una volta lanciato, come un orologio, ed era importante solo scoprire come funziona il meccanismo di questo orologio. Ma si è scoperto che il meccanismo dell'universo cambia nel tempo. L'Universo si sviluppa, si evolve, cioè non è stazionario. Il primo a pensarci fu il fisico sovietico A. Fridman, che lavorò a Pietrogrado negli anni '20. Ha risolto rigorosamente matematicamente le equazioni della teoria della gravitazione di A. Einstein e ha stabilito che l'Universo non può essere stazionario, deve cambiare continuamente, evolversi. Se accettiamo la sua stazionarietà, allora sotto l'azione delle forze attrattive dovrebbe ridursi gradualmente. La compressione sotto l'azione delle forze gravitazionali può essere prevenuta dalle forze derivanti da moti circolari corpi nelle loro orbite, come avviene nel sistema solare. Nelle galassie ellittiche entra in vigore un'altra contrazione: il movimento dei corpi lungo orbite molto allungate. Per quanto riguarda l'intero Universo, non è possibile né l'una né l'altra spiegazione, poiché per bilanciare l'azione delle forze gravitazionali dovrebbe essere accelerato a velocità superiori a quella della luce. Questo è proibito dalle leggi della fisica. Si scopre che non c'è nulla per bilanciare le forze di gravità nell'Universo.

Anche A. Einstein si occupò di questo problema e trovò una via d'uscita modificando le equazioni della teoria della gravitazione, in modo tale che le forze di attrazione fossero bilanciate da alcune forze repulsive da lui introdotte, che, secondo la sua ipotesi , dovrebbe agire tra tutti i corpi dell'Universo (insieme alle forze di attrazione). Quindi ha ottenuto in qualche modo illegalmente soluzioni statistiche che descrivono l'Universo stazionario. Pubblicò nello stesso luogo una risposta al lavoro di Friedman pubblicata alla fine di giugno 1922 sul "Physical Journal" tedesco, in cui indicava di aver trovato un errore nei calcoli di A. Friedman, e le soluzioni corrette danno un Universo stazionario . Solo quasi un anno dopo (nel maggio 1923)

A. Einstein era convinto della correttezza di A. Friedman e lo ammise pubblicamente.

I neutrini svolgono un ruolo importante nella formazione della materia nell'Universo. Al primo stadio (nei primi secondi dopo l'Esplosione), il neutrino uniforma le disomogeneità che sorgono casualmente nella densità della materia nell'Universo. Ciò è stato possibile perché i neutrini avevano energie elevate (velocità vicine alla velocità della luce). Ma il livellamento della densità della materia avviene solo su piccole scale spaziali (secondo concetti cosmici). Tuttavia, nel tempo, a causa dell'espansione dell'universo, i neutrini perdono la loro energia. Circa 300 anni luce dopo l'inizio dell'espansione, i neutrini che cadono nella condensazione della densità (grumo) non sono più in grado di uscirne, non hanno abbastanza energia per questo. Non impediscono più la formazione di disomogeneità nella materia dell'Universo.

Evoluzione stellare

2.1 Formazione stellare dal gas

Una delle ipotesi suggerisce che le stelle siano formate da materia gassosa, la materia gassosa che ora si osserva nella Galassia. A partire dal momento in cui la massa e la densità della sostanza gassosa raggiungono un certo valore critico, la sostanza gassosa inizia a restringersi e condensarsi sotto l'influenza della propria attrazione. In questo caso, viene prima formata una sfera di gas freddo. Ma la compressione continua e la temperatura della sfera di gas aumenta. L'energia potenziale delle particelle nel campo di attrazione della sfera di gas diminuisce man mano che si avvicina al centro. Parte dell'energia potenziale viene convertita in energia termica.

Quindi la sfera di gas si riscalderà, inizierà a emettere energia termica attraverso la radiazione dagli strati superficiali. Pertanto, verrà raffreddato prima nello strato superficiale e poi negli strati più profondi. Se nuove fonti di energia non apparissero in questa sfera di gas (stella), il processo di compressione porterebbe piuttosto rapidamente alla scomparsa dell'energia e all'estinzione della stella. Tutta l'energia verrebbe portata via dalla radiazione. Ma in realtà, questo processo è più complicato. Come risultato della compressione, le regioni centrali della stella vengono riscaldate a temperature molto elevate. Si trovano molto in profondità e quindi quasi non subiscono l'effetto del raffreddamento, causato dall'irradiazione degli strati superficiali. Quando la temperatura della regione centrale raggiunge diversi milioni di gradi, iniziano a verificarsi reazioni termonucleari. Sono accompagnati dal rilascio di una grande quantità di energia.

Pertanto, il primo periodo di formazione stellare è il periodo di contrazione. Dura fino a quando le reazioni termonucleari iniziano a verificarsi nella regione centrale della stella. Durante il periodo di contrazione, la temperatura della stella aumenta. Pertanto, la classe spettrale della stella diventa precedente. Per quanto riguarda la luminosità della stella, durante il periodo di compressione, il suo aumento sarà facilitato da un aumento della temperatura superficiale, oltre che da un aumento della trasparenza della sostanza riscaldata. Pertanto, la radiazione proveniente dagli strati più profondi e più caldi uscirà direttamente dalla stella. Ma funziona anche il meccanismo inverso. Ridurre il raggio della stella ridurrà la luminosità. Gli esperti hanno valutato l'effetto combinato di tutti i meccanismi e sono giunti alla conclusione che durante il periodo di compressione della stella si verifica ancora un leggero aumento della luminosità della stella. Ecco perché, nel diagramma spettro-luminosità, l'evoluzione durante il periodo di compressione procede lungo linee che passano da destra a sinistra e salgono leggermente verso l'alto. Questo è mostrato nella Figura 17. La differenza nelle linee di evoluzione nel diagramma è determinata dalla differenza nelle masse delle nubi di gas da cui si sono formate le stelle. Maggiore è la massa, maggiore è la luminosità, più alta passa la linea di evoluzione sul diagramma.

Quando il periodo di contrazione giunge al termine e all'interno della stella iniziano a verificarsi reazioni di temperatura, tutte le stelle si trovano sulla sequenza principale del diagramma spettro-luminosità. In una reazione di fusione nucleare, l'idrogeno viene convertito in elio. In questo caso, quattro protoni (quattro nuclei di un atomo di idrogeno) formano il nucleo di un atomo di elio. La massa in eccesso risultante viene convertita in energia: circa lo 0,007 della massa di materia in questa reazione viene convertita in energia di radiazione.

La contrazione della stella si interrompe perché l'energia proviene dalle reazioni termonucleari, che contrastano la contrazione. Compensa il consumo di energia per le radiazioni. Finché tutto accade in questo modo, la stella manterrà costanti le sue caratteristiche fisiche di base: raggio, temperatura, luminosità. Rimarrà sul diagramma spettro-luminosità sulla linea della sequenza principale. Ma dopo qualche tempo, l'idrogeno nella parte centrale della stella si esaurirà. Di conseguenza, il raggio della stella dovrebbe aumentare e la sua temperatura diminuirà. La luminosità aumenterà leggermente. Ciò significa che la stella inizierà a spostarsi dalla sequenza principale verso destra e verso l'alto. La velocità di questo spostamento dipende dalla velocità di combustione dell'idrogeno, che, a sua volta, dipende fortemente dalla temperatura. La velocità delle reazioni termonucleari è approssimativamente proporzionale al 15° grado di temperatura! Pertanto, quelle stelle in cui viene raggiunta una temperatura più elevata nelle regioni centrali lasciano la sequenza principale più velocemente e si muovono più velocemente nel diagramma verso destra e verso l'alto. Al contrario, la temperatura delle regioni centrali è più alta per le stelle con grandi masse. Queste stelle hanno un forte campo gravitazionale e più energia gravitazionale potenziale. È questa energia che viene convertita in energia termica durante la compressione.

Per questi motivi, le stelle di grandi masse e alta luminosità scendono dalla sequenza principale verso destra e verso l'alto più velocemente. Allo stesso tempo, si muovono nella direzione di quella parte del diagramma in cui si trova il ramo gigante. La figura 1 mostra che le stelle di grandi masse e, di conseguenza, di alta luminosità evolvono più velocemente, trasformandosi in giganti rosse, quando le stelle di masse più piccole si sono allontanate solo leggermente dalla linea della sequenza principale.

Figura 1. Spostamenti evolutivi delle stelle sul diagramma spettro-luminosità dopo l'esaurimento dell'idrogeno nelle regioni centrali

Arriva un momento in cui tutto l'idrogeno nella stella gigante si è esaurito. Allo stesso tempo, raggiungeranno lo stadio di una gigante rossa. Quindi la compressione del loro nucleo, costituito da elio, porterà a un ulteriore aumento della temperatura. Aumenta a oltre 100 milioni di gradi. Quindi inizia una nuova reazione termonucleare, a seguito della quale i nuclei dell'atomo di carbonio si formano dai tre nuclei degli atomi di elio. E questa reazione è accompagnata da una perdita di massa e dal rilascio di energia radiante. Di conseguenza, la temperatura della stella aumenta. La stella inizia il suo nuovo movimento sul diagramma spettro-luminosità.

Cosa sappiamo dell'universo, com'è il cosmo? L'Universo è un mondo sconfinato difficile da comprendere per la mente umana, che sembra irreale e immateriale. Siamo infatti circondati dalla materia, sconfinata nello spazio e nel tempo, capace di assumere svariate forme. Per cercare di comprendere la vera scala dello spazio esterno, come funziona l'Universo, la struttura dell'universo e i processi di evoluzione, dovremo varcare la soglia della nostra visione del mondo, guardare il mondo che ci circonda da una prospettiva diversa angolo, dall'interno.

La formazione dell'universo: primi passi

Lo spazio che osserviamo attraverso i telescopi è solo una parte dell'Universo stellare, la cosiddetta Megagalassia. I parametri dell'orizzonte cosmologico di Hubble sono colossali: 15-20 miliardi di anni luce. Questi dati sono approssimativi, poiché nel processo di evoluzione l'Universo è in continua espansione. L'espansione dell'universo avviene attraverso la diffusione di elementi chimici e la radiazione cosmica di fondo a microonde. La struttura dell'universo è in continua evoluzione. Nello spazio sorgono ammassi di galassie, oggetti e corpi dell'Universo sono miliardi di stelle che formano elementi dello spazio vicino: sistemi stellari con pianeti e satelliti.

Dov'è l'inizio? Come è nato l'universo? Presumibilmente l'età dell'Universo è di 20 miliardi di anni. È possibile che la protomateria calda e densa sia diventata la fonte della materia cosmica, il cui ammasso è esploso in un certo momento. Le particelle più piccole formate a seguito dell'esplosione si sono sparse in tutte le direzioni e continuano ad allontanarsi dall'epicentro nel nostro tempo. La teoria del Big Bang, che ora domina la comunità scientifica, è la descrizione più accurata del processo di formazione dell'Universo. La sostanza che sorse a seguito di un cataclisma cosmico era una massa eterogenea costituita dalle più piccole particelle instabili che, scontrandosi e disperdendosi, iniziarono a interagire tra loro.

Il Big Bang è una teoria dell'origine dell'universo, che spiega la sua formazione. Secondo questa teoria, inizialmente c'era una certa quantità di materia che, a seguito di determinati processi, è esplosa con una forza colossale, disperdendo una massa di madre nello spazio circostante.

Qualche tempo dopo, secondo gli standard cosmici - un istante, secondo la cronologia terrena - milioni di anni, è arrivata la fase della materializzazione dello spazio. Di cosa è fatto l'universo? La materia dispersa iniziò a concentrarsi in grumi, grandi e piccoli, al posto dei quali successivamente iniziarono ad apparire i primi elementi dell'Universo, enormi masse di gas: la culla delle future stelle. Nella maggior parte dei casi, il processo di formazione degli oggetti materiali nell'Universo è spiegato dalle leggi della fisica e della termodinamica, tuttavia, ci sono una serie di punti che non possono ancora essere spiegati. Ad esempio, perché in una parte dello spazio la sostanza in espansione è più concentrata, mentre in un'altra parte dell'universo la materia è molto rarefatta. Le risposte a queste domande possono essere ottenute solo quando diventa chiaro il meccanismo di formazione degli oggetti spaziali, grandi e piccoli.

Ora il processo di formazione dell'Universo è spiegato dall'azione delle leggi dell'Universo. L'instabilità gravitazionale e l'energia in diverse aree hanno innescato la formazione di protostelle, che a loro volta, sotto l'influenza delle forze centrifughe e della gravità, hanno formato le galassie. In altre parole, mentre la materia continuava e continua ad espandersi, iniziarono i processi di compressione sotto l'influenza delle forze gravitazionali. Particelle di nubi di gas iniziarono a concentrarsi attorno al centro immaginario, formando infine un nuovo sigillo. Il materiale da costruzione in questo gigantesco cantiere è l'idrogeno molecolare e l'elio.

Gli elementi chimici dell'Universo sono il materiale da costruzione primario da cui è successivamente proceduta la formazione degli oggetti dell'Universo.

Inoltre, la legge della termodinamica inizia a funzionare, i processi di decadimento e ionizzazione vengono attivati. Le molecole di idrogeno ed elio si disgregano in atomi, dai quali, sotto l'influenza delle forze gravitazionali, si forma il nucleo di una protostella. Questi processi sono le leggi dell'Universo e hanno assunto la forma di una reazione a catena, che ha luogo in tutti gli angoli remoti dell'Universo, riempiendo l'universo di miliardi, centinaia di miliardi di stelle.

Evoluzione dell'Universo: Highlights

Oggi, negli ambienti scientifici, c'è un'ipotesi sulla ciclicità degli stati da cui è intessuta la storia dell'Universo. Sortisi a seguito dell'esplosione della protomateria, gli accumuli di gas divennero vivai di stelle, che a loro volta formarono numerose galassie. Tuttavia, avendo raggiunto una certa fase, la materia nell'Universo inizia a lottare per il suo stato originale e concentrato, ad es. L'esplosione e la successiva espansione della materia nello spazio sono seguite dalla compressione e dal ritorno allo stato superdenso, al punto di partenza. Successivamente, tutto si ripete, la nascita è seguita dalla finale, e così via per molti miliardi di anni, all'infinito.

L'inizio e la fine dell'universo secondo la natura ciclica dell'evoluzione dell'universo

Tuttavia, tralasciato il tema della formazione dell'Universo, che rimane una questione aperta, dovremmo passare alla struttura dell'Universo. Negli anni '30 del XX secolo, divenne chiaro che lo spazio esterno è diviso in regioni: le galassie, che sono enormi formazioni, ciascuna con la propria popolazione stellare. Tuttavia, le galassie non sono oggetti statici. La velocità di espansione delle galassie dal centro immaginario dell'Universo è in continua evoluzione, come evidenziato dalla convergenza di alcune e dalla rimozione di altre l'una dall'altra.

Tutti questi processi, dal punto di vista della durata della vita terrena, durano molto lentamente. Dal punto di vista della scienza e di queste ipotesi, tutti i processi evolutivi avvengono rapidamente. Convenzionalmente, l'evoluzione dell'Universo può essere suddivisa in quattro fasi - ere:

• era degli adroni;
• era leptonica;
• era dei fotoni;
• epoca stellare.

Scala del tempo cosmico e l'evoluzione dell'Universo, secondo la quale si può spiegare l'aspetto degli oggetti spaziali

Nella prima fase, tutta la materia era concentrata in una grande goccia nucleare, costituita da particelle e antiparticelle, combinate in gruppi: adroni (protoni e neutroni). Il rapporto tra particelle e antiparticelle è di circa 1:1,1. Poi arriva il processo di annichilazione di particelle e antiparticelle. I restanti protoni e neutroni sono i materiale da costruzione da cui è formato l'universo. La durata dell'era degli adroni è trascurabile, solo 0,0001 secondi - il periodo della reazione esplosiva.

Inoltre, dopo 100 secondi, inizia il processo di sintesi degli elementi. A una temperatura di un miliardo di gradi, nel processo di fusione nucleare si formano molecole di idrogeno ed elio. Per tutto questo tempo, la sostanza continua ad espandersi nello spazio.

Da questo momento inizia una lunga fase, da 300mila a 700mila anni, di ricombinazione di nuclei ed elettroni, formando atomi di idrogeno ed elio. In questo caso si osserva una diminuzione della temperatura della sostanza e l'intensità della radiazione diminuisce. L'universo diventa trasparente. L'idrogeno e l'elio formati in quantità colossali, sotto l'influenza delle forze gravitazionali, trasformano l'Universo primario in un gigantesco cantiere. Dopo milioni di anni inizia l'era stellare, che è il processo di formazione delle protostelle e delle prime protogalassie.

Questa divisione dell'evoluzione in fasi si adatta al modello dell'Universo caldo, che spiega molti processi. Le vere cause del Big Bang, il meccanismo dell'espansione della materia rimangono inspiegabili.

La struttura e la struttura dell'universo

Con la formazione dell'idrogeno gassoso inizia l'era stellare dell'evoluzione dell'Universo. L'idrogeno sotto l'influenza della gravità si accumula in enormi accumuli, coaguli. La massa e la densità di tali ammassi sono colossali, centinaia di migliaia di volte maggiori della massa della stessa galassia formata. La distribuzione irregolare dell'idrogeno, osservata nella fase iniziale della formazione dell'universo, spiega le differenze nelle dimensioni delle galassie formate. Dove avrebbe dovuto esserci il massimo accumulo di idrogeno gassoso, si sono formate le megagalassie. Dove la concentrazione di idrogeno era trascurabile, sono apparse galassie più piccole, come la nostra casa stellare, la Via Lattea.

La versione secondo la quale l'Universo è un punto di inizio-fine attorno al quale ruotano le galassie in diversi stadi di sviluppo

Da questo momento in poi, l'Universo riceve le prime formazioni con confini chiari e parametri fisici. Queste non sono più nebulose, accumuli di gas stellare e polvere spaziale(prodotti di esplosione), protoammassi di materia stellare. Questi sono paesi stellari, la cui area è enorme in termini di mente umana. L'universo si riempie di interessanti fenomeni cosmici.

Dal punto di vista delle giustificazioni scientifiche e del modello moderno dell'Universo, le galassie si sono formate per la prima volta come risultato dell'azione di forze gravitazionali. La materia è stata trasformata in un colossale vortice universale. I processi centripeti hanno assicurato la successiva frammentazione delle nubi di gas in ammassi, che sono diventati il ​​luogo di nascita delle prime stelle. Le protogalassie con un periodo di rotazione veloce si sono trasformate in galassie a spirale nel tempo. Dove la rotazione era lenta e si osservava principalmente il processo di compressione della materia, si formavano galassie irregolari, più spesso ellittiche. In questo contesto, nell'Universo si sono verificati processi più grandiosi: la formazione di superammassi di galassie, che si toccano strettamente l'un l'altro con i loro bordi.

I superammassi sono numerosi gruppi di galassie e ammassi di galassie nella struttura su larga scala dell'Universo. Entro 1 miliardo di St. anni ci sono circa 100 superammassi

Da quel momento è diventato chiaro che l'Universo è un'enorme mappa, dove i continenti sono ammassi di galassie, ei paesi sono megagalassie e galassie che si sono formate miliardi di anni fa. Ciascuna delle formazioni è costituita da un ammasso di stelle, nebulose, accumuli di gas interstellare e polvere. Tuttavia, tutta questa popolazione è solo l'1% del volume totale delle formazioni universali. La massa e il volume principali delle galassie sono occupati dalla materia oscura, la cui natura non è possibile scoprire.

Diversità dell'Universo: classi di galassie

Grazie agli sforzi dell'astrofisico americano Edwin Hubble, ora abbiamo i confini dell'universo e una chiara classificazione delle galassie che lo abitano. La classificazione era basata sulle caratteristiche strutturali di queste formazioni giganti. Perché le galassie hanno forma diversa? La risposta a questa e a molte altre domande è data dalla classificazione di Hubble, secondo la quale l'Universo è costituito da galassie delle seguenti classi:

• spirale;
• ellittico;
• galassie irregolari.

I primi includono le formazioni più comuni che riempiono l'universo. Le caratteristiche caratteristiche delle galassie a spirale sono la presenza di una spirale chiaramente definita che ruota attorno a un nucleo luminoso o tende a un ponte galattico. Le galassie a spirale con un nucleo sono denotate dai simboli S, mentre gli oggetti con una barra centrale hanno già la designazione SB. Questa classe include anche la nostra galassia Via Lattea, al centro della quale il nucleo è separato da una barra luminosa.

Una tipica galassia a spirale. Al centro è ben visibile un nucleo con un ponte dalle cui estremità si dipartono bracci a spirale.

Formazioni simili sono sparse in tutto l'universo. La galassia a spirale più vicina a noi, Andromeda, è un gigante che si sta rapidamente avvicinando alla Via Lattea. Il più grande rappresentante di questa classe a noi noto è la galassia gigante NGC 6872. Il diametro del disco galattico di questo mostro è di circa 522 mila anni luce. Questo oggetto si trova a una distanza di 212 milioni di anni luce dalla nostra galassia.

La prossima classe comune di formazioni galattiche sono le galassie ellittiche. La loro designazione secondo la classificazione Hubble è la lettera E (ellittica). In forma, queste formazioni sono ellissoidi. Nonostante ci siano molti oggetti simili nell'Universo, le galassie ellittiche non sono molto espressive. Sono costituiti principalmente da ellissi lisce piene di ammassi stellari. A differenza delle spirali galattiche, le ellissi non contengono accumuli di gas interstellare e polvere cosmica, che sono i principali effetti ottici della visualizzazione di tali oggetti.

Un tipico rappresentante di questa classe, conosciuto oggi, è una nebulosa ad anello ellittico nella costellazione della Lira. Questo oggetto si trova a una distanza di 2100 anni luce dalla Terra.

Vista della galassia ellittica Centaurus A attraverso il telescopio CFHT

L'ultima classe di oggetti galattici che popolano l'universo sono le galassie irregolari o irregolari. La designazione della classificazione Hubble è il carattere latino I. La caratteristica principale è una forma irregolare. In altre parole, tali oggetti non hanno forme simmetriche chiare e un motivo caratteristico. Nella sua forma, una tale galassia ricorda un'immagine del caos universale, dove ammassi stellari si alternano a nuvole di gas e polvere cosmica. Sulla scala dell'universo, le galassie irregolari sono un fenomeno frequente.

A loro volta, le galassie irregolari si dividono in due sottotipi:

• le galassie irregolari di sottotipo I hanno un complesso forma irregolare struttura, superficie ad alta densità, caratterizzata da luminosità. Spesso una forma così caotica di galassie irregolari è il risultato di spirali collassate. Un tipico esempio di tale galassia sono le Grandi e Piccole Nubi di Magellano;
• Le galassie irregolari di sottotipo II hanno una superficie bassa, una forma caotica e sono poco luminose. A causa della diminuzione della luminosità, tali formazioni sono difficili da rilevare nella vastità dell'universo.

La Grande Nube di Magellano è la galassia irregolare più vicina a noi. Entrambe le formazioni, a loro volta, sono satelliti della Via Lattea e potrebbero presto (tra 1-2 miliardi di anni) essere assorbite da un oggetto più grande.

La galassia irregolare La Grande Nube di Magellano è un satellite della nostra galassia, la Via Lattea.

Nonostante il fatto che Edwin Hubble abbia classificato in modo abbastanza accurato le galassie in classi, questa classificazione non è l'ideale. Potremmo ottenere più risultati se includessimo la teoria della relatività di Einstein nel processo di conoscenza dell'Universo. L'universo è rappresentato da una ricchezza di varie forme e strutture, ognuna delle quali ha le sue proprietà e caratteristiche caratteristiche. Recentemente, gli astronomi sono stati in grado di rilevare nuove formazioni galattiche descritte come oggetti intermedi tra galassie a spirale ed ellittiche.

La Via Lattea è la parte più conosciuta dell'universo per noi.

Due bracci a spirale, posizionati simmetricamente attorno al centro, costituiscono il corpo principale della galassia. Le spirali, a loro volta, sono costituite da maniche che scorrono dolcemente l'una nell'altra. All'incrocio delle braccia del Sagittario e del Cigno, si trova il nostro Sole, situato dal centro della galassia della Via Lattea a una distanza di 2,62 10¹⁷ km. Le spirali e i bracci delle galassie a spirale sono ammassi di stelle che aumentano di densità man mano che si avvicinano al centro galattico. Il resto della massa e del volume delle spirali galattiche è materia oscura, e solo una piccola parte è rappresentata dal gas interstellare e dalla polvere cosmica.

La posizione del Sole tra le braccia della Via Lattea, il posto della nostra galassia nell'Universo

Lo spessore delle spirali è di circa 2mila anni luce. L'intera torta a strati è in costante movimento, ruotando a una velocità incredibile di 200-300 km / s. Più vicino al centro della galassia, maggiore è la velocità di rotazione. Il sole e il nostro sistema solare impiegheranno 250 milioni di anni per compiere una rivoluzione completa intorno al centro della Via Lattea.

La nostra galassia è composta da un trilione di stelle, grandi e piccole, superpesanti e... di medie dimensioni. L'ammasso di stelle più denso della Via Lattea è il braccio del Sagittario. È in questa regione che si osserva la massima luminosità della nostra galassia. La parte opposta del circolo galattico, invece, è meno luminosa e poco distinguibile all'osservazione visiva.

La parte centrale della Via Lattea è rappresentata da un nucleo, le cui dimensioni sono presumibilmente di 1000-2000 parsec. In questa regione più luminosa della galassia si concentra il numero massimo di stelle, che hanno classi diverse, propri percorsi di sviluppo ed evoluzione. Fondamentalmente, queste sono vecchie stelle superpesanti che si trovano nella fase finale della sequenza principale. La conferma della presenza del centro di invecchiamento della galassia Via Lattea è la presenza in questa regione di un gran numero di stelle di neutroni e buchi neri. In effetti, il centro del disco a spirale di qualsiasi galassia a spirale è un buco nero supermassiccio che, come un gigantesco aspirapolvere, aspira oggetti celesti e materia reale.

Il buco nero supermassiccio nella parte centrale della Via Lattea è il luogo in cui muoiono tutti gli oggetti galattici.

Per quanto riguarda gli ammassi stellari, oggi gli scienziati sono riusciti a classificare due tipi di ammassi: sferici e aperti. Oltre agli ammassi stellari, le spirali e i bracci della Via Lattea, come qualsiasi altra galassia a spirale, sono composti da materia sparsa ed energia oscura. Essendo una conseguenza del Big Bang, la materia si trova in uno stato altamente rarefatto, rappresentato da gas interstellare rarefatto e particelle di polvere. La parte visibile della materia è rappresentata dalle nebulose, che a loro volta si dividono in due tipologie: planetarie e diffuse. La parte visibile dello spettro delle nebulose è spiegata dalla rifrazione della luce delle stelle, che irradiano luce all'interno della spirale in tutte le direzioni.

È in questo brodo cosmico che esiste il nostro sistema solare. No, non siamo gli unici in questo vasto mondo. Come il Sole, molte stelle hanno i propri sistemi planetari. L'intera questione è come rilevare pianeti lontani, se le distanze anche all'interno della nostra galassia superano la durata dell'esistenza di qualsiasi civiltà intelligente. Il tempo nell'Universo è misurato da altri criteri. I pianeti con i loro satelliti sono gli oggetti più piccoli dell'Universo. Il numero di tali oggetti è incalcolabile. Ognuna di quelle stelle che si trovano nella gamma visibile può avere i propri sistemi stellari. È in nostro potere vedere solo i pianeti esistenti più vicini a noi. Cosa succede nelle vicinanze, quali mondi esistano in altri bracci della Via Lattea e quali pianeti esistano in altre galassie, rimane un mistero.

Kepler-16 b è un esopianeta attorno alla stella doppia Kepler-16 nella costellazione del Cigno

Conclusione

Avendo solo un'idea superficiale di come è apparso l'Universo e di come si sta evolvendo, una persona ha fatto solo un piccolo passo verso la comprensione e la comprensione della scala dell'universo. Le dimensioni e le scale grandiose con cui gli scienziati devono confrontarsi oggi indicano che la civiltà umana è solo un momento in questo insieme di materia, spazio e tempo.

Modello dell'Universo secondo il concetto della presenza della materia nello spazio, tenendo conto del tempo

Lo studio dell'universo va da Copernico fino ai giorni nostri. Inizialmente, gli scienziati sono partiti dal modello eliocentrico. In effetti, si è scoperto che il cosmo non ha un vero centro e tutta la rotazione, il movimento e il movimento avvengono secondo le leggi dell'Universo. Nonostante esista una spiegazione scientifica per i processi in corso, gli oggetti universali sono divisi in classi, tipi e tipi, nessun corpo nello spazio è simile a un altro. Le dimensioni dei corpi celesti sono approssimative, così come la loro massa. La posizione di galassie, stelle e pianeti è condizionata. Il punto è che non esiste un sistema di coordinate nell'Universo. Osservando lo spazio, facciamo una proiezione sull'intero orizzonte visibile, considerando la nostra Terra come punto di riferimento zero. In realtà, siamo solo una particella microscopica, persa nelle infinite distese dell'Universo.

L'Universo è una sostanza in cui tutti gli oggetti esistono in stretta relazione con lo spazio e il tempo

Analogamente al legame con le dimensioni, il tempo nell'Universo dovrebbe essere considerato come la componente principale. L'origine e l'età degli oggetti spaziali ti permettono di fare un quadro della nascita del mondo, per evidenziare le fasi dell'evoluzione dell'universo. Il sistema con cui abbiamo a che fare è strettamente legato ai tempi. Tutti i processi che si verificano nello spazio hanno cicli: inizio, formazione, trasformazione e finale, accompagnati dalla morte di un oggetto materiale e dal passaggio della materia a un altro stato.

Per comprendere la struttura e l'evoluzione dell'Universo, la questione della composizione chimica della materia nell'Universo è molto importante.

Come sai, ogni sostanza è composta da atomi. Circa 90 si verificano naturalmente sulla Terra. tipi diversi atomi; inoltre, sono stati ottenuti artificialmente diversi nuovi tipi di atomi. Una sostanza costituita da un solo tipo di atomo è chiamata elemento. Gli atomi della maggior parte degli elementi sono in grado di combinarsi tra loro o con atomi di altri elementi per formare molecole; le leggi concrete di tale unificazione sono oggetto di studio della chimica. Qualsiasi formazione materiale - dal più duro (diamante) al gassoso, da composti organici corpo umano alle galassie più lontane - è una diversa combinazione degli stessi elementi di base.

L'elemento più semplice è l'idrogeno. Il suo atomo è costituito da sole due particelle: un elettrone e un protone. Il prossimo elemento più semplice è l'elio, ogni atomo del quale contiene sei particelle: due protoni e due neutroni situati al centro formano un nucleo e due elettroni, collegati al nucleo dall'attrazione elettrica, orbitano attorno ad esso. Le principali differenze tra gli atomi sono dovute al diverso numero di protoni nei loro nuclei. Ora sono noti tutti gli atomi, i cui nuclei contengono da 1 a 92 protoni. L'elemento più complesso presente in natura è l'uranio; il nucleo del suo atomo comprende 92 protoni e circa 140 neutroni, e attorno ad esso ruotano 92 elettroni. Gli elementi con più di 92 protoni nel nucleo e ottenuti artificialmente (ad esempio nettunio e plutonio) sono instabili (radioattivi) e decadono piuttosto rapidamente. Pertanto, non sono stati trovati sulla Terra nella loro forma naturale.

Nello studio spettroscopico degli oggetti astronomici, gli stessi elementi si trovano nell'intero Universo a noi accessibile*. Tuttavia, la relativa abbondanza di elementi inerenti alla Terra non è tipica per altre parti dell'Universo. Quindi, circa il 90% di tutti gli atomi nell'Universo sono atomi di idrogeno; il resto sono per lo più atomi di elio. Gli atomi più pesanti, che sono comuni per il nostro pianeta Terra, costituiscono solo una parte trascurabile dell'Universo. È chiaro che la Terra si è formata in condizioni speciali, non tipiche della distribuzione media degli elementi nell'Universo, che all'inizio non c'erano atomi complessi nell'Universo, ma in seguito un modo per sintetizzare elementi complessi da quelli più leggeri e più semplici è stata costituita. Quando e come si è formata una tale "fabbrica" ​​​​di elementi chimici è uno dei problemi centrali della moderna scienza naturale, che si trova all'incrocio tra astronomia, chimica e fisica.

* L'elio è stato scoperto sul Sole (il suo nome lo indica) e prima che sulla Terra.

Stelle

Stella - palla di gas

Le stelle sono soli lontani. Le stelle sono enormi soli caldi, ma così distanti da noi rispetto ai pianeti del sistema solare che, sebbene brillino milioni di volte più intensamente, la loro luce ci appare relativamente fioca.

Guardando il limpido cielo notturno, le linee di M.V. Lomonosov:

L'abisso si è aperto, pieno di stelle,

Le stelle non hanno numero, l'abisso - il fondo.

Nel cielo notturno si possono vedere circa 6.000 stelle con gas nudo. Con la diminuzione della luminosità delle stelle, il loro numero aumenta e anche il loro semplice conteggio diventa difficile. Tutte le stelle più luminose dell'undicesima magnitudine sono state contate "a pezzo" ed elencate nei cataloghi astronomici. Ce ne sono circa un milione. In totale, sono disponibili per la nostra osservazione circa due miliardi di stelle. Il numero totale di stelle nell'Universo è stimato a 10 22 .

Le dimensioni delle stelle, la loro struttura, composizione chimica, massa, temperatura, luminosità, ecc.. Le stelle più grandi (supergiganti) superano di decine e centinaia di volte le dimensioni del Sole. Le stelle nane hanno le dimensioni della Terra e più piccole. La massa limite delle stelle è di circa 60 masse solari.

Anche le distanze delle stelle sono molto diverse. La luce delle stelle di alcuni sistemi stellari distanti viaggia per centinaia di milioni di anni luce fino a noi. La stella più vicina a noi può essere considerata una stella di prima magnitudine α-Centaurus, non visibile dal territorio della Russia. Dista 4 anni luce dalla Terra. Un corriere, viaggiando senza sosta alla velocità di 100 km/h, l'avrebbe raggiunta in 40 milioni di anni!

La massa principale (98-99%) della materia visibile nella parte dell'Universo a noi nota è concentrata nelle stelle. Le stelle sono potenti fonti di energia. In particolare, la vita sulla Terra deve la sua esistenza all'energia di radiazione del Sole. La materia delle stelle è il plasma, cioè è in uno stato diverso dalla materia nelle nostre normali condizioni terrestri. (Il plasma è il quarto stato della materia (insieme a solido, liquido, gassoso), che è un gas ionizzato in cui le cariche positive (ioni) e negative (elettroni) si neutralizzano a vicenda in media). non solo una palla di gas, non una palla di plasma. Nelle fasi successive dello sviluppo di una stella, la materia stellare passa in uno stato di gas degenere (in cui l'influenza meccanica quantistica delle particelle l'una sull'altra influisce in modo significativo sulle sue proprietà fisiche - pressione, capacità termica, ecc.) e talvolta neutroni materia (pulsar - stelle di neutroni, burster - sorgenti di raggi X, ecc.).

Le stelle nello spazio sono distribuite in modo non uniforme. Formano sistemi stellari: stelle multiple (doppie, triple, ecc.); ammassi stellari (da diverse decine di stelle a milioni); le galassie sono grandiosi sistemi stellari (la nostra galassia, ad esempio, contiene circa 150-200 miliardi di stelle).

Nella nostra Galassia, anche la densità stellare è molto irregolare. È più alto nella regione del nucleo galattico. Qui è 20mila volte superiore alla densità stellare media nelle vicinanze del Sole.

La maggior parte delle stelle è in uno stato stazionario, cioè non si osserva alcun cambiamento nelle loro caratteristiche fisiche. Ciò corrisponde a uno stato di equilibrio. Tuttavia, ci sono anche tali stelle, le cui proprietà cambiano in modo visibile. Sono chiamati stelle variabili e stelle non stazionarie. La variabilità e la non stazionarietà sono manifestazioni dell'instabilità dello stato di equilibrio di una stella. Le stelle variabili di alcuni tipi cambiano il loro stato in modo regolare o irregolare. Va anche notato nuove stelle, in cui i lampi si verificano continuamente o di tanto in tanto. Durante i lampi (esplosioni) supernove la materia delle stelle in alcuni casi può essere completamente dispersa nello spazio.

L'elevata luminosità delle stelle, mantenuta a lungo, indica il rilascio di enormi quantità di energia in esse. La fisica moderna indica due possibili fonti di energia: contrazione gravitazionale, portando al rilascio di energia gravitazionale, e reazioni termonucleari, a seguito della quale i nuclei degli elementi più pesanti vengono sintetizzati dai nuclei degli elementi leggeri e viene rilasciata una grande quantità di energia.

I calcoli mostrano che l'energia della contrazione gravitazionale sarebbe sufficiente a mantenere la luminosità del Sole per soli 30 milioni di anni. Ma da dati geologici e di altro tipo ne consegue che la luminosità del Sole è rimasta approssimativamente costante per miliardi di anni. La contrazione gravitazionale può servire come fonte di energia solo per stelle molto giovani. D'altra parte, le reazioni termonucleari procedono a una velocità sufficiente solo a temperature migliaia di volte superiori alla temperatura della superficie delle stelle. Quindi, per il Sole, la temperatura alla quale possono scatenarsi le reazioni termonucleari importo richiesto energia, è, secondo vari calcoli, da 12 a 15 milioni di K. Una temperatura così colossale si ottiene a seguito della compressione gravitazionale, che "accende" reazione termonucleare. Pertanto, il nostro Sole è attualmente una bomba all'idrogeno a combustione lenta.

Si presume che alcune (ma quasi tutte) le stelle abbiano i propri sistemi planetari, simili al nostro sistema solare.