Epoca corpurilor cerești
EPOCA CORPURILOR CERESTRE. Vârsta Pământului și a meteoriților și, prin urmare, indirect, a altor corpuri ale sistemului solar, este estimată cel mai fiabil prin metode, de exemplu. prin numărul de izotopi de plumb 206Pb și 207Pb formați în rocile studiate ca urmare a dezintegrarii radioactive a izotopilor de uraniu 238U și 235U.în cazul originii sale vulcanice sau izolarea mecanică în caz, care pot fi fragmente de corpuri cosmice mai mari. ), formarea izotopilor 206 Pb și 207 Pb are loc datorită izotopilor de uraniu prezenți în probă. Deoarece rata dezintegrarii radioactive este constantă, cantitatea de izotopi de plumb acumulați caracterizează timpul scurs din momentul în care proba a fost izolată până în momentul examinării. În practică, vârsta unei roci este determinată de raportul dintre conținutul izotopilor 206 Pb și 207 Pb și conținutul izotopului natural 204 Pb, negenerat de radioactivitate. Această metodă oferă o estimare de până la 4,5 miliarde de ani pentru vârsta celor mai vechi roci din scoarța terestră. O analiză a conținutului de izotopi de plumb din meteoriții de fier oferă de obicei estimări de până la 4,6 miliarde de ani. Vârsta meteoriților pietroși, determinată de transformarea radioactivă a izotopului de potasiu de 40 K în izotopul de argon de 40 Ar, variază între 0,5 și 5 miliarde de ani. Acest lucru indică faptul că unii dintre meteoriți au apărut relativ recent.
O analiză a rocilor livrate de pe Lună pe Pământ a arătat că cantitatea de gaze inerte conținute în acestea - produse ale dezintegrarii radioactive - corespunde vârstei rocilor de la 2 la 4,5 miliarde de ani. Astfel, vârsta rocilor lunare și a celor mai vechi roci din scoarța terestră este aproximativ aceeași.
Planete ale sistemului solar, dar moderne. idei, au apărut din materie în fază condensată (granule de praf sau meteoriți). Planetele sunt prin urmare mai tinere decât unii meteoriți. În acest sens, vârsta sistemului solar este de obicei estimată la 4,6 miliarde de ani.
(milioane de ani) (2)
Suma t c + t H dă max. o estimare a vârstei unei stele din secvența principală.
Durata etapei de ardere a heliului (etapa giganților roșii) t He este de aproximativ 0,1 t H . Suma t c + t H + t He estimează max. varsta . Etapele ulterioare ale evoluției asociate cu „arderea” carbonului și siliciului în stele sunt tranzitorii și caracteristice stelelor supergigant masive (își încheie evoluția cu o explozie, vezi ). În acest caz, și poate fi format (vezi). Stelele cu mase în proces de evoluție devin, uo-vizibile, . Nu există estimări ale duratei de viață a stelelor în aceste etape.
Astfel, este posibil să se stabilească limite ale vârstei unei stele de o masă dată, care se află într-o etapă de evoluție sau alta, dar dacă este la începutul acestei etape sau a trecut deja este mult mai dificil de afla. O estimare directă a vârstei unei stele ar putea fi obținută prin compararea procentului de hidrogen și heliu din miezul acesteia (găsit prin calcularea structurii interne a stelei) și învelișul (găsit din spectrul stelei). Sub rezerva neamestecării ext. și int. straturi, dar modificarea compoziției stelei din centru, din cauza proceselor termonucleare, ar putea determina vârsta acesteia. Din păcate, raportul dintre heliu și hidrogen în stele este estimat foarte aproximativ, iar apoi doar în stele spectrul. clasele O și B, în spectrele cărora se observă linii puternice de heliu. Pentru Soare, această estimare este foarte aproximativă - 5 miliarde de ani de la momentul începerii etapei de ardere a hidrogenului. Acest lucru este în concordanță cu estimările privind vârsta sistemului solar, dar este, de asemenea, posibil ca Soarele să fie mai vechi decât el cu 1-2 miliarde de ani. Dacă vârsta Soarelui este de 5 miliarde de ani, atunci, conform formulei (2), acesta va fi pe secvența principală încă cca. 5 miliarde de ani. Nu este încă clar dacă va trece apoi de stadiul de gigantă roșie sau va fi imediat o pitică albă, deși prima este mai probabilă. În cele mai vechi clustere de stele cunoscute, stelele cu o masă a Soarelui sau puțin mai puțin încă ocupă secvența principală, iar evoluția lor ulterioară este încă necunoscută cu suficientă detaliere.
Conform chimiei. compoziție, Soarele nu este yavl. de aceeași vârstă cu Galaxy, este mai tânără, deși aparține celor mai vechi stele ale galaxiilor. disc.
Vârsta clusterelor și asocierilor de stele, în care stelele au apărut aproape simultan, este estimată mult mai fiabil decât vârsta stelelor individuale. Cele mai masive stele din clustere deschise se mișcă rapid în evoluția lor, părăsesc secvența principală și devin giganți roșii sau (cele mai masive) supergiganți. Pe diagrama Hertzsprung-Russell a unui astfel de cluster (Fig. 1), este ușor să distingem acele stele care își încheie șederea în secvența principală și se pregătesc să o părăsească. Formula (2) oferă o estimare a vârstei acestor stele și, în consecință, a întregului cluster. Vârsta celor mai tinere clustere deschise este estimată la 1 milion de ani, cele mai vechi au o vârstă de 4,5-8 miliarde de ani (în diferite ipoteze despre cantitatea de hidrogen transformată în heliu).
Vârsta este estimată într-un mod similar, deși diagramele Hertzsprung-Russell pentru clusterele globulare au diferențele lor. Învelișurile de stele din aceste clustere conțin semnificativ mai puține elemente chimice mai grele decât heliul, deoarece clusterele constau din cele mai vechi stele din Galaxie (aproape că nu includeau elemente grele sintetizate în alte stele, toate elementele grele prezente acolo au fost sintetizate în ele). înșiși). Estimări ale vârstei clusterelor globulare - de la 9 la 15 miliarde de ani (cu o eroare de 2-3 miliarde de ani).
Vârsta galaxiei este estimată în conformitate cu teoria evoluției sale. Norul primar de gaz (protogalaxie) din primul miliard de ani s-a dezintegrat aparent în aglomerări separate, care au pus bazele clusterelor globulare și stelelor sferice. subsisteme ale Galaxiei. În cursul evoluției, stelele care explodează din prima generație au fost aruncate în spațiu cu un amestec de substanțe chimice grele. elemente. Gazul a fost concentrat spre galactic. plan, iar din acesta s-a format următoarea generație de stele, constituind un sistem (populație) mai comprimat față de plan. De obicei, alocați mai multe. populații caracterizate printr-o diferență în conținutul de lumină al stelelor lor constitutive, conținutul de elemente grele din atmosfera lor (adică toate elementele cu excepția H și He), forma volumului ocupat în Galaxie și diferite vârste (tabel).
Compoziția și vârsta unor tipuri de populație a Galaxiei
| Populațiile Galaxiei | Conținutul de chimie grea. elemente, % | Limită de vârstă, miliarde de ani |
| Grupuri globulare, stele subpitici, cefeide cu perioadă scurtă | 0,1 - 0,5 | 12 - 15 |
| Variabile cu perioadă lungă, stele cu viteze mari | 1 | 10 - 12 |
| Stele din secvența principală de tip solar, giganți roșii, nebuloase planetare, noi | 2 | 5 - 7 |
| Stele de clasa spectrală A | 3 - 4 | 0,1-5 |
| Stele de clasa O și B, supergiganți | 3 - 4 | 0,1 |
Vârsta galaxiei poate fi estimată și din timpul necesar formării cantității observate de elemente grele în ea. Se pare că sinteza lor a încetat în regiunea noastră a Galaxiei odată cu formarea sistemului solar (adică, acum 4,6 miliarde de ani). Dacă sinteza s-a produs brusc, într-un timp relativ scurt, atunci pentru formarea modernului. raportul de izotopi ai elementelor grele, ar fi trebuit să aibă loc cu 4-6 miliarde de ani înainte de apariția sistemului solar, adică acum 9-11 miliarde de ani. Relaționează durata scurtă a perioadei de sinteză intensivă este confirmată de analiza raporturilor. compoziția acestor elemente și astronomice. date - formarea stelelor în Galaxie a fost deosebit de intensă în perioada inițială. Astfel, vârsta Galaxiei, determinată de sinteza elementelor, este de la 9 la 11 miliarde de ani.
În majoritatea manualelor, enciclopediilor și cărților de referință moderne, vârsta Soarelui este estimată la 4,5-5 miliarde de ani. Aceeași sumă i se dă să „ardă”.
În prima jumătate a secolului al XX-lea, dezvoltarea fizicii nucleare a atins un astfel de nivel încât a devenit posibil să se calculeze eficiența diferitelor reacții termonucleare. Așa cum a fost stabilit la sfârșitul anilor 1930, în condițiile fizice existente în regiunea centrală a Soarelui și a stelelor, pot apărea reacții care duc la unirea a patru protoni (nuclee ale atomului de hidrogen) în nucleul unui atom de heliu. În urma unei astfel de uniuni, se eliberează energie și, după cum reiese din calcule, strălucirea Soarelui este asigurată în acest fel pentru miliarde de ani. Stelele gigantice, care își consumă combustibilul nuclear (protonii) mai risipitor, ar trebui să aibă o viață mult mai scurtă decât Soarele - doar zeci de milioane de ani. De aici, în aceiași ani, s-a tras o concluzie despre nașterea unor astfel de stele în timpul nostru. În ceea ce privește stelele de masă mai mică precum Soarele, mulți astronomi au continuat să creadă că toate, ca și Soarele, s-au format cu miliarde de ani în urmă.
La sfârşitul anilor '40, V.A. Ambartsumyan a folosit o abordare complet diferită a problemei determinării vârstei stelelor. El s-a bazat pe datele observaționale extinse disponibile la acea vreme cu privire la distribuția stelelor de diferite tipuri în spațiu, precum și pe rezultatele propriilor studii ale dinamicii stelelor, adică mișcările lor în câmpul gravitațional creat de toate stelele Galaxiei.
V.A. Pe această bază, Ambartsumian a făcut două concluzii cele mai importante nu numai pentru astrofizică, ci și pentru întreaga știință naturală:
1. Formarea stelelor în Galaxie continuă în prezent.
2. Nașterea stelelor are loc în grupuri.
Aceste concluzii nu depind nici de ipoteze despre mecanismul de formare a stelelor, care nu a fost stabilit cu certitudine în acei ani, nici de natura surselor de energie stelară. Ele se bazează pe ceea ce V.A. Descoperirea lui Ambartsumyan a unui nou tip de clustere stelare, pe care le-a numit asociații stelare.
Înainte de descoperirea asociațiilor stelare, astronomii cunoșteau două tipuri de grupuri stelare în galaxie - clustere deschise (sau deschise) și clustere globulare. În clustere deschise, concentrația de stele nu este foarte semnificativă, dar totuși ele ies în evidență pe fundalul câmpului stelar al Galaxiei. Un cluster de alt tip - globular - se distinge printr-un grad ridicat de concentrare a stelelor și, cu o rezoluție insuficient de bună, apare ca un singur corp. Un astfel de cluster este format din sute de mii de stele, creând un câmp gravitațional suficient de puternic pentru a-l împiedica dezintegrarea rapidă. Poate exista o perioadă lungă de timp - aproximativ 10 miliarde de ani. Există câteva sute de stele într-un cluster deschis și, deși este un sistem legat gravitațional, această conexiune nu este foarte puternică. Clusterul se poate dezintegra, după cum arată V.A. calculele lui Ambartsumyan pentru câteva sute de milioane de ani.
Oamenii de știință de la NASA au determinat vârsta universului nostru cu o precizie fără precedent. Potrivit astronomilor, este de 13,7 miliarde de ani, iar primele stele s-au luminat la 200 de milioane de ani după Big Bang. Din acel moment, Universul s-a extins continuu, s-a dispersat și s-a răcit… până la punctul de inexistență completă.
Anterior, astrofizicienii credeau că lumea noastră are între 8 și 20 de miliarde de ani, apoi s-au stabilit pe intervalul de 12-15 miliarde, rezervându-și dreptul la o eroare de 30%. Estimarea actuală are o eroare de 1%. În ceea ce privește „perioada de sarcină” a primei stele, anterior se presupunea că se află în intervalul de la 500 de milioane la un miliard de ani.
Și mai interesantă este compoziția calitativă a materiei Universului. Se dovedește că doar 4% din materie este alcătuită din atomi, care sunt supuși legilor cunoscute ale electromagnetismului și gravitației. Alte 23 la sută sunt formate din așa-numita „materie întunecată” (oamenii de știință știu puțin despre proprietățile ei). Ei bine, până la 73% din tot ceea ce există este o „energie întunecată” sau „anti-gravitație” foarte misterioasă, care încurajează Universul să se extindă. Se pare că știm că nu știm nimic cu 96%.
Ziua a fost prima unitate naturală de timp care reglementa munca și odihna. La început, ziua a fost împărțită în zi și noapte, iar abia mai târziu cu 24 de ore.
Zilele siderale sunt determinate de perioada de rotație a Pământului în jurul axei sale față de orice stea.
Adevărata amiază are loc pe diferite meridiane ale Pământului în momente diferite și, pentru comoditate, convenția este de a împărți globul în fusuri orare care trec prin 15 grade în longitudine, pornind de la meridianul Greenwich. Acesta este meridianul londonez de 0 grade de longitudine, iar centura se numește zero (vestul european).
O secundă este o unitate de timp general acceptată; o inimă umană bate cu o perioadă de aproximativ 1 s. Din punct de vedere istoric, această unitate este asociată cu împărțirea unei zile în 24 de ore, 1 oră în 60 de minute, 1 minut în 60 de secunde.
O secundă atomică este un interval de timp în care au loc aproape 10 miliarde de vibrații ale atomului Cs - (9 192 631 830).
Un calendar este un sistem de raportare a unor perioade lungi de timp, în care se stabilește o anumită ordine de numărare a zilelor dintr-un an și se indică începutul raportului.
Determinarea vârstei pe spectru
La prima vedere, s-ar putea părea că pentru a determina compoziția Soarelui sau a unei stele, este necesar să se extragă măcar puțin din substanța acestora. Cu toate acestea, nu este. Compoziția unui anumit corp ceresc poate fi determinată prin observarea cu ajutorul unor instrumente speciale a luminii care vine la noi din el. Această metodă se numește analiză spectrală și are o mare importanță în astronomie.
Esența acestei metode poate fi înțeleasă după cum urmează. Să punem o barieră opacă cu o fantă îngustă în fața lămpii electrice, o prismă de sticlă în spatele fantei și un ecran alb puțin mai departe. Un filament de metal solid incandescent strălucește într-o lampă electrică. Un fascicul îngust de lumină albă tăiat de o fantă, care trece printr-o prismă, se descompune în culori compozite și oferă o imagine colorată frumoasă pe ecran, constând din secțiuni de culori diferite care se schimbă continuu una în alta - aceasta este așa-numita spectru de lumină continuu, asemănător cu un curcubeu. Forma spectrului unui solid incandescent nu depinde de compoziția sa, ci doar de temperatura corpului.
O situație diferită apare cu strălucirea substanțelor în stare gazoasă. În timpul strălucirii gazelor, fiecare dintre ele strălucește cu o lumină specială specifică ei. Când această lumină este descompusă folosind o prismă, se obține un set de linii colorate, sau un spectru de linii, caracteristic fiecărui gaz dat (Fig. 1). Aceasta este, de exemplu, strălucirea neonului, a argonului și a altor substanțe din tuburile cu descărcare în gaz sau așa-numitele lămpi cu lumină rece.
Spectrul de curse. Foto: NASA
Analiza spectrală se bazează pe faptul că fiecare substanță dată poate fi distinsă de toate celelalte prin spectrul radiației sale. În analiza spectrală a unui amestec de mai multe substanțe, luminozitatea relativă a liniilor individuale caracteristice fiecărei substanțe poate fi utilizată pentru a determina conținutul relativ al unei anumite impurități. În același timp, precizia măsurării este de așa natură încât face posibilă determinarea prezenței unei mici impurități, chiar dacă aceasta este doar o sută de miimi din cantitatea totală de substanță. Astfel, analiza spectrală nu este doar o metodă calitativă, ci și o metodă cantitativă precisă pentru studierea compoziției unui amestec.
Îndreptând telescoapele spre cer, astronomii studiază natura mișcării stelelor și compoziția luminii pe care o emit. Mărimea stelelor, masa lor etc sunt determinate de natura mișcării corpurilor cerești.Din compoziția luminii emise de corpurile cerești se determină compoziția chimică a stelelor prin analiza spectrală. Abundența relativă de hidrogen și heliu în steaua studiată este determinată prin compararea luminozității spectrelor acestor substanțe.
Deoarece dezvoltarea unei stele este însoțită de conversia continuă a hidrogenului în heliu în interiorul acesteia, cu cât steaua este mai veche, cu atât mai puțin hidrogen și mai mult heliu în compoziția sa. Cunoașterea abundențelor lor relative ne permite să calculăm vârsta stelei. Cu toate acestea, acest calcul nu este deloc simplu, deoarece în procesul de evoluție a stelelor, compoziția lor se modifică, iar masa lor scade. Între timp, viteza cu care hidrogenul este transformat în heliu într-o stea depinde de masa și compoziția acesteia. Mai mult decât atât, în funcție de masa inițială și de compoziția inițială, aceste modificări apar cu rate diferite și în moduri oarecum diferite. Astfel, pentru a determina în mod corect vârsta unei stele din cantitățile observate - luminozitate, masă și compoziție, este necesar să se restabilească într-o oarecare măsură istoria stelei. Acesta este ceea ce face ca toate calculele să fie destul de complicate, iar rezultatul lor nu este foarte precis.
Cu toate acestea, s-au făcut măsurători și calcule corespunzătoare pentru multe stele. Potrivit lui A. B. Severny, Soarele conține 38% hidrogen, 59% heliu și 3% alte elemente, inclusiv aproximativ 1% carbon și azot. În 1960, D. Lambert, pe baza datelor privind masa, luminozitatea și compoziția Soarelui, precum și calculele detaliate ale presupusei sale evoluții, a obținut valoarea vârstei Soarelui, egală cu 12 * 109 ani.
Când studiem istoria dezvoltării corpurilor cerești, nu este nici necesar, nici posibil să urmărim vreo stea de la naștere până la bătrânețe. În schimb, puteți studia multe stele în diferite stadii ale dezvoltării lor. În urma unor astfel de studii, a fost posibil să aflăm nu numai prezentul, ci și trecutul și viitorul stelelor și, în special, al Soarelui nostru.
La început, Soarele era foarte risipitor de masă și energie și a trecut relativ rapid în starea sa actuală, caracterizată printr-o existență mai calmă și mai uniformă, în care există doar modificări extrem de lente ale luminozității, temperaturii și masei sale. În această epocă deja „matură”, Soarele va exista pentru mai multe miliarde de ani.
Apoi, din cauza acumulării unei cantități mari de heliu, transparența Soarelui va scădea și, în consecință, transferul său de căldură va scădea. Acest lucru va duce la și mai multă încălzire a Soarelui. Până în acest moment, rezervele de „combustibil” cu hidrogen din Soare aproape că se vor epuiza, așa că după o aprindere relativ scurtă a Soarelui, va începe dispariția sa relativ rapidă. Totuși, toate acestea nu se vor întâmpla cu Soarele nostru curând, nu mai puțin decât peste zece miliarde de ani.
Există stele în care conținutul de hidrogen este mult mai mare decât în Soarele nostru, precum și acelea în care există foarte puțin hidrogen. V. A. Ambartsumyan, B. A. Vorontsov-Velyaminov și B. V. Kukarkin au arătat că Galaxia conține stele tinere, de exemplu, un număr de supergiganți, a căror vârstă nu depășește doar unul sau zece milioane de ani, precum și stele vechi a căror vârstă este mult mai mare. decât vârsta Soarelui nostru.
Galaxia noastră este un grup uriaș de stele, interconectate prin gravitație și astfel unite într-un sistem comun. Distanțele care ne separă de Soare și alte stele sunt enorme. Prin urmare, pentru a le măsura, astronomii au introdus unități specifice de lungime. Distanța de la Pământ la Soare se numește unitatea astronomică de lungime. După cum știți, 1 a. e. = 149,6 milioane km. Distanța pe care o parcurge lumina într-un an se numește an lumină: 1 an lumină. an \u003d 9,46x10 12 km \u003d 10 13 km. Distanța la care raza orbitei pământului este vizibilă la un unghi de 1 secundă se numește a doua paralaxă sau, pe scurt, parsec (pc). Astfel, 1 buc = 3,26 St. ani = 3.085x10 13 km.
Galaxia noastră are forma unui disc foarte plat. Conține aproximativ 1013 stele. Soarele este unul dintre ele. Tot acest sistem se rotește încet, totuși, nu ca un corp solid, ci mai degrabă ca un corp semi-lichid, vâscos. Viteza unghiulară de rotație a galaxiei scade de la centrul său la periferie, astfel încât la 8 kiloparsec de centru perioada de revoluție este de aproximativ 212 milioane de ani, iar în regiunea Soarelui, adică la o distanță de 10 kiloparsec de centru, are 275 de milioane de ani. Această perioadă este de obicei numită anul galactic.
În mod evident, vârsta galaxiei ar trebui determinată de la cea mai veche dintre stelele sale constitutive. În 1961, G. Arp a investigat un număr dintre cele mai vechi stele. Pentru cel mai vechi cluster deschis NGC 188, el a obținut o valoare a vârstei egală cu 16x10 9 ani, iar pentru unul dintre cele mai vechi clustere globulare M5, vârsta s-a dovedit a fi 20x10 9 ani. După F. Hoyle şi alţii, vârsta unor stele apropiate de Soare: 8 Eridani şi u Hercules A, este (10-15)x10 9 ani.
În prezent, vârsta Galaxiei a fost determinată și prin alte metode și s-au obținut rezultate oarecum diferite. Luarea în considerare a acestor metode și compararea rezultatelor obținute cu ajutorul lor este de mare interes și este prezentată mai jos.
Datele despre „vârsta” corpurilor cerești sunt, din punct de vedere cosmogonic, la fel de importante ca și datele astronomice în sensul propriu al cuvântului.
Problema „vârstei” poate părea destul de diferită de cele pe care tocmai le-am luat în considerare, întrucât se referă la timp, iar până acum părea că ne preocupă doar spațiul. Dar, în realitate, diferența nu este foarte mare. În paragrafele anterioare am văzut cum astronomii au reușit să extindă treptat legile descoperite pe Pământ în tot spațiul, unde ajunge ochiul nostru, înarmat cu telescoape perfecte. Cu ajutorul acestor legi, oamenii de știință pot explica destul de satisfăcător procesele care au loc în diferite stele și chiar în cele mai îndepărtate nebuloase spirale.
Adevărat, astronomii observă corpuri cerești, din care lumina călătorește până la noi timp de mii și milioane de ani. În consecință, fenomenele care sunt studiate în aceste stele nu au loc acum, ci s-au petrecut cu exact atât de mulți ani în urmă cât este necesar ca raza de lumină care ne spune despre ea să treacă din corpul ceresc la noi (la fel ca o scrisoare). , trimis, de exemplu, de la Moscova, ne aduce la Paris vești nu proaspete, ci cu o întârziere de câteva zile). Astfel, fenomenelor care au avut loc cu mii și milioane de ani în urmă, se pot aplica cu succes legile care au loc astăzi pe planeta noastră și informații despre care au fost dobândite pe baza experienței de-a lungul a doar două sau trei secole. *
* (Faptul că observăm corpurile cerești așa cum erau cu multe mii și milioane de ani în urmă (din moment ce lumina de la ele călătorește la noi timp de mii și milioane de ani) nu joacă un rol deosebit, deoarece perioadele de evoluție ale corpurilor cerești sunt de obicei foarte lungi și sunt estimate în sute de milioane și miliarde de ani. (Notă redacției))
Oamenii de știință, dorind să calculeze vârsta corpurilor cerești, pornesc de la faptele observate în prezent și încearcă să explice aceste fapte pe baza presupusei evoluții a lumii, în conformitate cu legile naturii cunoscute de ei. Fără îndoială, aplicarea unei astfel de metode nu poate fi realizată fără unele dificultăți, mai ales că intervalele de timp considerate aici sunt de mii de ori mai mari. Cunoașterea noastră a legilor naturii este și va fi întotdeauna doar o aproximare a realității și nimic nu spune că toate legile care sunt valabile astăzi pot fi aplicate fără nicio modificare a epocilor de miliarde de ani îndepărtate de ale noastre. Cu toate acestea, faptul remarcabil este că diferiți oameni de știință, folosind metode complet diferite, au ajuns la rezultate consistente cu privire la vârsta pământului. În ceea ce privește vârsta stelelor, aceeași claritate nu a fost încă obținută în această chestiune, dar totuși s-au obținut rezultate foarte importante.
Epoca Pământului
Primele metode folosite în determinarea vârstei Pământului au fost „geologice”. Geologia a fost prima care a arătat că scoarța terestră nu a avut același aspect în toate epocile, ci se schimbă continuu și trecea prin catastrofe gigantice - ridicări și subsidențe.
Problema a fost să se determine cât timp a durat pentru formarea scoarței terestre (în forma în care se află acum). Acest timp este numit „epoca pământului”.
Primele moduri de a calcula vârsta Pământului s-au bazat pe legile geologiei. S-a observat, de exemplu, că sarea conținută în apa de mare este adusă în mare de râuri, care dizolvă sărurile măcinate în drumul lor. Cunoscând, pe de o parte, cantitatea de sare adusă de diferite râuri și fluctuațiile acestei cantități în perioadele geologice și, pe de altă parte, cantitatea totală de sare conținută în prezent în oceane, se poate face cu ușurință o idee despre timpul necesar pentru acumularea acestei cantități.sare în oceane.
De asemenea, a fost posibilă determinarea grosimii diferitelor straturi de sol, depuse treptat ca urmare a sedimentelor fluviale pe fundul fostelor mări. În același timp, alte studii au făcut posibilă calcularea ratei de creștere a acestor zăcăminte. O simplă împărțire a dat apoi numărul de ani necesar formării lor.
Aceste diverse metode geologice au condus la concluzia că vârsta pământului trebuie măsurată în cel puțin sute de milioane de ani.
Ulterior, pentru determinarea vârstei Pământului, au început să fie folosite metode bazate pe studiul dezintegrarii elementelor radioactive, care au un caracter excepțional de regulat. De exemplu, ca urmare a dezintegrarii radioactive, uraniul se transformă treptat în plumb, iar în acest proces este eliberată o anumită cantitate de heliu (gazul folosit pentru umplerea aeronavelor). Prin raportul dintre cantitățile de uraniu și plumb conținute în anumite roci, se poate determina vârsta acestor roci. Cu ajutorul unor astfel de metode, se estimează nu numai vârsta Pământului, ci și durata formării straturilor individuale ale scoarței terestre.
Analizând totalitatea rezultatelor obținute prin această metodă, omul de știință englez Holmes a stabilit că cea mai probabilă vârstă a scoarței terestre este de 3 miliarde 300 de milioane de ani. Este de la sine înțeles că nu ar trebui să se facă iluzii cu privire la acuratețea acestui număr; în orice caz, o eroare de câteva sute de milioane de ani este destul de acceptabilă. Se poate doar argumenta că toate estimările demne de atenție care au fost obținute în prezent sunt cuprinse între 3 și 5 miliarde de ani.
Adăugăm că aceste rezultate satisfac pe deplin biologii. Într-adevăr, conform celor din urmă, evoluția materiei vii a durat aproximativ 500 de milioane de ani.
Epoca stelelor
a) Scale de timp lungi și scurte. Problema determinării vârstei stelelor a stârnit discuții mult mai aprinse. În legătură cu această problemă, susținătorii scalei de timp lung (care estimează durata evoluției corpurilor cerești în trilioane de ani) și susținătorii scării scurte (calculând în miliarde de ani) s-au ciocnit între ei.
În ciuda faptului că susținătorii scarei scurte au câștigat un anumit avantaj (de exemplu, în estimarea vârstei celor mai strălucitoare stele din Galaxie), victoria lor nu poate fi considerată completă și, prin urmare, este necesar să evidențiem câteva detalii ale acestui conflict, menționând mai întâi metodele utilizate pentru estimarea intervalelor de timp necesare. Aceste metode sunt de două feluri: una estimează timpul modificărilor fizice interne care duc la modificări ale stelelor și încearcă să determine durata „vieții” stelelor; alții și-au pus sarcina de a calcula timpul necesar sistemelor stelare (clustere de stele, stele binare) pentru a stabili caracteristicile stării lor actuale ca urmare a atracției reciproce a stelelor.
b) Sursele de energie radiantă a stelelor. Teoria Bethe. Când se vorbește despre „viața” unei stele, se referă la durata unei astfel de stări a stelei, timp în care aceasta își dezvăluie prezența datorită luminii și radiațiilor termice. În consecință, problema posibilei durate de viață a unei stele este strâns legată de problema surselor de energie pe care le radiază. Această energie este excepțional de grozavă. De exemplu, fiecare centimetru pătrat al suprafeței Soarelui radiază în mod continuu suficientă energie pentru a alimenta un motor de opt cai putere.
La început au vrut să explice eliberarea energiei Soarelui prin ardere obișnuită, apoi prin compresia treptată a Soarelui sub influența forțelor gravitaționale. Dar aceste ipoteze au condus la o vârstă prea mică a Soarelui: în conformitate cu prima ipoteză, a fost estimată la mii de ani, în conformitate cu a doua - la milioane de ani.
Teoria acceptată acum de toți oamenii de știință se bazează pe unul dintre rezultatele fundamentale ale teoriei relativității, descoperită în 1905 simultan de Einstein și Langevin: „masa unui corp în repaus nu este altceva decât o măsură a energiei interne a acestui corp. ." Cu alte cuvinte, materia (materia în stare corpusculară) poate „dispără” parțial sau chiar complet (adică trece într-o altă formă de existență – în radiație), iar acest fenomen este însoțit de eliberarea de energie.
Această ipoteză a fost propusă pentru prima dată de către fizicianul francez Jean Perrin în 1919, care a însemnat o eliberare semnificativă de energie în procesul de transformare a hidrogenului în heliu. A fost preluat și adus la cele mai extreme consecințe („distrugerea completă” a materiei ca urmare a transformării acesteia în energie) de diverși oameni de știință, în special, astronomul englez Jeans. *
* (De fapt, ceea ce se întâmplă nu este „distrugerea” materiei, nu transformarea ei în energie, ci transformarea unei forme de materie – materie – în alta – radiație. (Notă redacției))
Energia eliberată din cauza unor astfel de procese este colosală. Odată cu conversia completă a cărbunelui în radiații, se poate obține de trei miliarde de ori mai multă energie decât prin arderea sa obișnuită, iar Jeans a spus pe bună dreptate că o bucată mică de cărbune de mărimea unui bob de mazăre este suficientă pentru a călători pe cel mai mare ocean. vas cu aburi din Europa în America și înapoi...
Să observăm, spre comparație, că dezintegrarea uraniului, care are loc într-o bombă atomică obișnuită și care corespunde doar unei transformări parțiale a materiei în radiații, eliberează de două milioane și jumătate de ori mai multă energie decât la arderea aceleiași cantități de cărbune. În ceea ce privește conversia hidrogenului în heliu, care are loc într-o bombă cu hidrogen, aceasta eliberează de 10 milioane de ori mai multă energie decât arderea aceleiași cantități de cărbune.
Unele tipuri de transformare a materiei (materiei sub formă corpusculară) în radiații, pe care până de curând nu le-am observat niciodată pe Pământ, au loc în interiorul stelelor, unde predomină temperaturi de ordinul milioanelor de grade.
Presupunând că transformarea întregii cantități de materie din care constă va avea loc în stea, se poate calcula că energia eliberată în acest caz își poate susține radiația, adică steaua are cu ce să „trăiască” trilioane. de ani. De exemplu, Soarele în această ipoteză poate trăi încă 10 trilioane de ani, iar dacă s-a „născut” sub forma unei gigante roșii de dimensiuni obișnuite, atunci această „naștere” a avut loc acum aproximativ opt trilioane de ani.
Susținătorii scalei de timp îndelungate, precum Jeans, au susținut ipoteza dezintegrarii complete a materiei, ceea ce duce la perioade de timp care se încadrează în ipotezele lor cosmogonice. În același timp, susținătorii scalei scurte, care, pe baza diverselor considerente, credeau că aceste intervale de timp sunt prea lungi, au aderat la punctul de vedere al lui Jean Perrin.
Părea că această problemă controversată va fi greu de rezolvat, dar cu puțin timp înainte de războiul din 1939, succesele chimiei atomice, în special descoperirile lui Frederic și Irene Joliot-Curie, aruncă o lumină asupra acestei probleme. Crearea unui ciclotron, cu ajutorul căruia a fost posibilă expunerea materiei la acțiunea unor câmpuri electrice și magnetice semnificative, a făcut posibilă realizarea parțială în laboratoare de condiții similare celor care există în interiorul stelelor. Într-adevăr, în aceste dispozitive a fost posibil să accelereze particulele încărcate la astfel de viteze încât au dobândit o energie comparabilă cu cea pe care o au (în medie) în timp ce se aflau în centrul unei stele precum Soarele la o temperatură de milioane de grade.
Datorită acestui instrument extrem de puternic, oamenii de știință au putut crea o teorie a transformărilor materiei în interiorul stelelor; a fost dezvoltat de astrofizicianul american Bethe.
Hidrogenul este un agent esențial al acestor transformări. Rezultatul final al combinației acestor reacții nucleare este conversia a patru nuclee de hidrogen într-un nucleu de heliu. *
* (Atomii diferitelor elemente chimice constau dintr-un nucleu central cu o sarcină electrică pozitivă și un anumit număr de electroni încărcați negativ, iar sarcina totală a electronilor dintr-un atom obișnuit (neutru din punct de vedere electric) este numeric egală cu sarcina nucleului. Valoarea sarcinii pozitive a nucleului determină așa-numitul număr atomic al unui element chimic. Dacă aranjam elementele chimice în ordinea crescătoare a numerelor lor atomice, atunci obținem binecunoscuta clasificare a elementelor în funcție de greutățile lor atomice (sistemul periodic al lui Mendeleev). Să mai adăugăm că nucleii atomilor înșiși au o structură complexă, diferită pentru diferite elemente, că fenomenele din interiorul atomilor se supun unor legi foarte specifice și că, contrar părerii care exista cu ceva timp în urmă, atomii din structura lor nu se supun la toate seamănă cu un sistem solar în miniatură.)
În ceea ce privește durata acestor procese, transformarea hidrogenului în heliu, corespunzătoare pierderii a doar 1/14 din masă (transformată în radiație), durează o perioadă de timp mult mai scurtă decât cea obținută în ipotezele bazate pe ipoteza de o transformare completă a materiei în radiații. Conform noii perspective, stelele pe care le observăm au început să emită lumină cu doar câteva miliarde de ani în urmă.
Unele stele - giganți alb și albastru, a căror masă ajunge la douăzeci de mase ale Soarelui - radiază atât de intens încât nu pot exista în această stare mai mult de câteva zeci de milioane de ani, așa că probabil că nu au parcurs încă prea mult „calea vieții” .
Acum ar trebui să arătăm cum poate fi interpretată diagrama Russell cu ajutorul teoriei Bethe. Vom reveni la această întrebare puțin mai târziu, când vom prezenta cele mai recente teorii cosmogonice. Observăm, însă, deja acum că, dacă reacțiile nucleare propuse de Bethe fac posibilă explicarea bine a faptelor observate cu privire la stelele din secvența principală, atunci în raport cu giganții se dovedește a fi necesar să presupunem existența altor transformări nucleare, care sunt departe de a fi complet stabilite. În ceea ce privește piticele albe, abia în 1946 astronomul francez Schatzmann a reușit să ne perfecționeze înțelegerea proceselor care au loc în interiorul acestor stele.
Epoca Galaxiei
Dintre diferitele metode de estimare a vârstei stelelor care alcătuiesc Galaxia noastră, au fost folosite și metode statistice. În acest caz, s-a luat în considerare influența asupra stelelor binare a atracției stelelor vecine, care se produce în medie pe intervale de timp foarte lungi. Este posibil, de exemplu, cunoscând distanța actuală dintre stelele unei perechi, să se estimeze aproximativ intervalul de timp care a trecut de la formarea stelelor perechii, dacă, desigur, presupunem că ambele stele ale perechii au o origine comună (cum se crede în prezent) și dacă cunoaștem suficient de precis distanțele medii ale maselor și vitezelor stelelor vecine. De asemenea, se poate estima timpul necesar unor clustere globulare de densitate scăzută pentru a se dispersa din cauza atracției stelelor trecătoare.
Aceste calcule sunt destul de delicate și este ușor să faceți greșeli aici. De exemplu, Jeans, studiind unele perechi de stele, a ajuns la concluzia că vârsta acestor perechi trebuie să fie de câteva trilioane de ani. În aceasta, el a găsit confirmarea opiniilor sale pe o scară lungă de timp. Cu toate acestea, în realitate, așa cum a demonstrat V. A. Ambartsumyan câțiva ani mai târziu, vârsta acestor perechi nu depășește câteva miliarde de ani.
De regulă, cele mai recente calcule atât pentru stelele binare, cât și pentru clusterele globulare duc la estimări în miliarde de ani. Dar încă nu se poate concluziona definitiv din aceasta că aceasta ar trebui să fie vârsta reală a galaxiei noastre. Această concluzie ar fi valabilă doar dacă toate perechile de stele, toate clusterele globulare pe care le cunoaștem, s-ar forma simultan cu Galaxia noastră. Lucrările recente ale lui Ambartsumian, pe de altă parte, au arătat că noi stele se formează continuu în Calea Lactee. Prin urmare, nimic nu ne împiedică să presupunem că, alături de stelele binare și clusterele globulare pe care le cunoaștem acum, au existat și alte perechi și alte clustere globulare care acum s-au dispersat complet și s-au transformat în stele unice. Prin urmare, se poate afirma doar că vârsta reală a Căii Lactee nu este mai mică de câteva miliarde de ani.
Gânduri preliminare asupra evoluției galaxiilor
Este posibil să mergem mai departe și să încercăm să estimăm timpul evoluției complete a oricărei galaxii în același mod în care am determinat durata întregii „vieți” a unei stele? Desigur, această problemă este mult mai complexă. Cu toate acestea, la compararea diferitelor tipuri cunoscute de galaxii, se pot obține în continuare câteva date interesante (Fig. 7). Într-adevăr, chiar și o simplă comparație a formelor galaxiilor ne face să bănuim că avem de-a face aici cu diferite stadii de evoluție. Adevărat, imediat apare întrebarea în ce direcție merge această evoluție: de la nebuloase sferice la nebuloase spiralate sau invers.
Orez. Evoluția nebuloasei spirale după Hubble. (Observatorul se află în planul ecuatorial). Zonele mai întunecate din figurile IV și V corespund zonelor în care există materie întunecată.
În primul rând, a fost acceptată prima ipoteză, exprimată de Hubble, și corespunzătoare, grosier vorbind, evoluției unei mase lichide care se rotește rapid (aplatizarea și apoi ejectarea materiei în direcția tangentei). Dar observațiile au arătat că, pe de o parte, nebuloasele eliptice au dimensiuni de același ordin ca nebuloasele spirale, iar pe de altă parte (lucrarea lui Baade 1943), sunt „suprapopulate” cu stele, dar lipsite de orice urmă de lumină împrăștiată.materie. Prin urmare, majoritatea oamenilor de știință tind să creadă că galaxiile se dezvoltă în direcția opusă, adică evoluția lor începe cu o galaxie de formă neregulată și se termină cu un grup globular gigant. În această schemă, forma spirală a galaxiei este doar o etapă intermediară, destul de aproape de începutul căii evolutive și, prin urmare, contrar a ceea ce se credea anterior, Galaxia noastră trebuie să fie relativ „tânără”.
Orez. Vedere a unei nebuloase spiralate cu brațele formate. (Observatorul se află pe axa de rotație a nebuloasei)
În ceea ce privește estimările privind durata totală de viață a unei galaxii, acestea sunt încă foarte nesigure, dar nu sub zeci de miliarde de ani. În cele din urmă, distribuția galaxiilor în clustere indică, potrivit unor astronomi (de exemplu, Zwicky), că vârsta clusterelor de galaxii este de zeci de trilioane de ani.
Astfel, spre deosebire de concluziile premature ale unor susținători ai scării scurte de timp, se ivește cu siguranță următoarea idee: nu există o singură scară de timp în astronomie, ci mai multe scale de timp. * Vârsta planetelor din sistemul solar diferă de durata de viață a majorității stelelor din Calea Lactee, iar aceasta din urmă nu poate fi estimată, aparent, la aceeași valoare cu vârsta aglomeratelor mari de galaxii.
* (Un model similar este observat în microlume. Durata „vieții” este diferită pentru diferite tipuri de particule „elementare”: pentru unele (de exemplu, pentru un electron) este practic infinită, pentru altele (mu-mezoni) este de doar 10-14 secunde. Cu toate acestea, după cum arată cele mai recente date, pentru diferite corpuri cerești diferența de „vieți” este aparent mult mai mică. (Notă redacției))
