«НАША ГАЛАКТИКА»
СКЛАД І СТРУКТУРА ГАЛАКТИКИ
1.Млечний Шлях і структура Галактики. Вже до початку нашого століття буловідомо, що ті зірки, які спостерігаються неозброєним оком або втелескоп, утворять у просторі сплюснений зоряний диск величезногорозміру. Ми знаходимося усередині цього диска і тому поблизу його площинибачимо дуже багато далеких зірок. Сукупність цих зірок зливається для насу світну смугу Чумацького Шляху. Раніше думали, що Сонце розташованепоблизу центра зоряної системи - Галактики, тому що яскравість Чумацького
Шляху приблизно однакова у всіх напрямках, хоча в ньому й існуютьокремі більш яскраві ділянки. Зараз ми знаємо, що світло самої яскравоїцентральної області Галактики сильно послаблюється через поглинанняміжзоряного пилом. Лише спостереження в інфрачервоних променях, які зазнаютьменше поглинання, дозволили «побачити» найбільш щільну центральнуобласть нашої Галактики. Вона розташована в сузір'ї Стрільця.
Ця центральна, найбільш компактна область Галактики називається їїзоряним ядром. Сонце розташоване дуже далеко від ядра Галактики - навідстані 25 - 30 тис. світлових років (8-10 кпк) - поблизу площини симетріїзоряного диска, товщина якого становить кілька тисяч світлових років.
Ядро знаходиться в центрі зоряного, диска Галактики.
Частина зірок нашої Галактики не входить до складу диска, а утворюєсферичну складову (рис.1). Ці зірки концентруються не до площинидиска, до ядра Галактики. Диск і сферична складова - основніелементи структури нашої Галактики.
Повне число зірок у Галактиці можна оцінити тільки орієнтовно. Воноскладає кілька сотень мільярдів. Лише незначна частка всіх цихзірок доступна спостереженням навіть за допомогою найбільших телескопів.
Галактика - це величезний зоряний острів, діаметр якого перевищує
100000 св. років, що поєднує багато мільярдів самих різних зірок. Крімзірок, у Галактиці міститься багато тіл невеликої маси (наприклад, планет)і дуже неоднорідна по щільності міжзоряне середу (розріджений газ, пил,космічні промені). Незважаючи на велику масу. Галактика-дуже розрідженасистема: відстані між сусідніми зірками, як правило, вимірюютьсясвітловими роками.
2.Звездние скупчення. Добре відомо, що зірки нерівномірнорозподілені по небу. Наприклад, поблизу Молочного Шляху слабкі зіркизустрічаються помітно частіше, ніж удалині від нього. Це не удаваний ефект.
Зірки дійсно нерівномірно заповнюють простір. Найбільш наочноце виявляється в існуванні груп з великого числа зірок, які називаютьсязоряними скупченнями.
Прикладом зоряних скупчень, добре видимих неозброєним оком,є скупчення Плеяди і Гіади (обоє в сузір'ї Тельця). У Плеядахнормальне око бачить 5-7 слабких зірочок, що розташовуються у виглядімаленького ковшика (з цього скупчення зручно перевіряти гостроту зору). Утелескоп у Плеядах помітні сотні зірок (мал. 2). Гіади - скупчення не настількикомпактне, як Плеяди, але воно містить більш яскраві зірки. Поруч з Гіад
- Червонуватий Альдебаран - найяскравіша зірка в сузір'ї Тельця.
Неозброєним оком на небі помітно лише кілька скупчень. Але втелескоп їх можна бачити сотні. Спостереження показали, що зоряний складскупчень різний. Вимірюючи температуру і світність зірок скупчень ізвіряючи їх положення на діаграмі Герцшпрунга - Рессела з теорією зоряноїеволюції, вдається оцінити вік скупчень. Виявилося, що деякіскупчення складаються з порівняно молодих, деякі - зі старих зірок.
Зірки усередині скупчення мають близький вік і, отже, пов'язанізагальним походженням.
Спостерігається два типи скупчень - розсіяні і кульові. Розсіяніскупчення містять десятки, сотні, а найбільш великі - тисячі зірок івиглядають у телескоп блискучою розсипом. Плеяди і Гіади ставляться до цьоготипу. Серед розсіяних скупчень зустрічаються як порівняно старі, звіком у кілька мільярдів років, так і дуже молоді, в яких щезбереглися багато блакитних гарячих зірок високої світності. Ці зіркизначно масивніший Сонця, і тому (як ми вже знаємо)тривалість життя у них коротша, ніж у зірок інших типів.
Існування в розсіяних скупченнях таких зірок говорить про те, щоосвіта скупчень продовжується і в наш час. Порівняно молодимскупченням є Плеяди: його вік близько 108 років.
Галактики можна знайти не в будь-якій частині неба. Майже всі вониспостерігаються поблизу Молочного Шляху. Саме там, поблизу площини диска
Галактики, найбільше активно відбувається утворення зірок.
Галактики за розміром, як правило, більше розсіяних і містятьсотні тисяч зірок. Всі вони дуже далекі від нас. Лише одне-два можнапомітити неозброєним оком у бінокль, але навіть вони із-за величезноговідстані видно як крихітні світяться цятки. На фотографіях кульовіскупчення звичайно виглядають як цілий рій величезного числа зірок (мал. 3).
Здається, що в центрі скупчення зірки зливаються в суцільну світлу масу.
Але насправді навіть там між зірками досить багато вільногопростору, щоб вони рухалися, не стикаючись одна з одною. На відмінувід розсіяних скупчень, у кульових ми не спостерігаємо молодих зірок. Це дужестарі зоряні системи. Їхній вік важко точно оцінити. Грунтуючись натеорії зоряної еволюції, вчені одержують оцінки віку найбільш старихскупчень у 13-18 млрд. років.
Усього в нашій Галактиці відомо близько 150 кульових скупчень. На відмінувід розсіяних зоряних скупчень, кульові скупчення слабко концентруються досмузі Чумацького Шляху. Зате практично усі вони спостерігаються в одній половинінеба, у центрі якої знаходиться сузір'я Стрільця. Така особливістьрозподілу відбиває структуру нашої зоряної системи - Галактики: усузір'ї Стрільця знаходиться її центр. Галактики, на відміну відрозсіяних, відносяться до сферичної складової Галактики.
РУХ ЗІРОК
1.Тангенціальние і променеві швидкості зірок. Зірки в Галактиці безупиннорухаються. Якби вони хоч на мить зупинилися, то через взаємнупритягання почали б падати до центра Галактики. Швидкості, з якимирухаються зірки, складають десятки і сотні кілометрів на секунду, але черезвеликих відстаней до зірок виявити їх відносний рух по небудуже складно.
Про рух небесного тіла в космічному просторі можна довідатися двомаспособами.
Перший спосіб - спостереження за переміщенням джерела на тлі дужедалеких зірок. Він дає оцінку не повної швидкості об'єкта, а проекціївектора швидкості на площину, перпендикулярну променя зору (мал.4). Цюскладову називають тангенціальною швидкістю Vt. Її можна виміряти лишедля порівняно близьких зірок по повільному зміни їх положення нанебі.
Перший каталог, в якому були приведені відносні положення яскравихзірок, був складений ще в II ст. до н.е. давньогрецьким вченим Гіппарх.
Цим каталогом користався Клавдій Птолемей - автор геоцентричної системисвіту. На початку XVIII ст. англійський астроном Едмонд Галлей порівнявспостерігалися в його час положення зірок з тими, які були приведені у
Птолемея. Для декількох яскравих зірок він знайшов помітне переміщеннящодо інших. Так уперше було доведено, що зірки рухаються.
Щоб виміряти тангенціальну швидкість якої-небудь зірки, за допомогоюспеціальних вимірювальних приладів порівнюють фотографії одного й того жділянки неба, зроблені на одному й тому самому телескопі з проміжком часу вкілька років чи десятиліть. За цей проміжок часу близькі зіркизлегка зміщуються на тлі слабких, більш далеких, практично нерухомих дляспостерігача зірок. Такий зсув дуже мало і лише в деяких зірокперевищує одну кутову секунду в рік.
Знаючи відстань до зірки, легко за кутовим зсуву знайти їїтангенціальну швидкість Vt .. Нехай, наприклад, зірка, відстань D доякої 30 св. років, або близько 3 * 1017 м, переміщається на кут (= 0,2 "у рік.
Отже, її зсув за рік дорівнює відрізку довжиною D * sin (= 3 * 1011 м.
Значить, тангенціальна швидкість складає 3 * 1011 м на рік, або близько 10км/с.
Другий спосіб оцінки швидкості зірок заснований на вимірі зсуву лінійв їхніх спектрах, обумовленого ефектом Доплера. Цей спосіб дозволяє знайтипроекцію вектора швидкості зірки на промінь зору, чи променеву швидкість зірки
Vr (рис. 4).
Повна швидкість зірки обчислюється через тангенціальну Vt і променеву Vrпо теоремі Піфагора:. Вимірювання показали, що більшість зірок,порівняно близьких до Сонця, рухається щодо нього зі швидкостями, що неперевищують 30 км/с.
Через руху зірок вид зоряного неба з часом має змінюватися.
Одні зірки наближаються до нас і в майбутньому стануть більш яскравими, іншіназавжди віддаляються від Сонячної системи. Змінюється і їхнє положення на небі.
Але цей процес відбувається настільки повільно, що потрібні багато сотень років,щоб переміщення навіть найближчих зірок стало помітним на око.
2.Вращеніе Галактики. Коли були виміряні швидкості руху великоїчисла зірок - як близьких, так і далеких від Сонця, - з'ясувалася загальнакартина їхнього руху. Виявилося, що зірки галактичного диска звертаютьсянавколо ядра Галактики в ту саму сторону по орбітах, близьким докруговим. Швидкість їхнього руху навколо ядра в околиці Сонця становитьмайже 250 км/с. Разом з ними рухається і Сонце. Розділивши довжину коларадіусом, рівним відстані до центра Галактики, на швидкість, легко знайти,що повний період звертання Сонця в Галактиці складає приблизно 200 млн.років.
Знаючи швидкість звертання і радіус кругової орбіти, можна обчислити масувнутрішньої частини Галактики, використовуючи формулу для кругової швидкості:
Підставляючи відомі нам числові значення V = 2.5 * 105 м/с, R = 3 * 1020 м і
G = 6,7 * 1011 Н * м2/кг2, одержуємо, що M = 2,8 * 1041 кг, або близько 140 млрд. мас
Сонця. Таку масу має вся речовина Галактики, що знаходиться ближче до їїцентру, ніж Сонце.
Зірки і скупчення зірок сферичної складової рухаються по-іншому, нетак, як зірки диска. Їхні орбіти сильно витягнуті і нахилені до площинидиска під усі можливими кутами (мал. 5) Такі зірки мають щодо
Сонця дуже великі швидкості (до 200-300 км/с). Але щодо центру
Галактики середні швидкості зірок як сферичної складової, так і дискаприблизно однакові.
Як ми бачимо, рух зірок у Галактиці нагадує рух тіл
Сонячної системи. Дійсно, планети, як і зірки диска, рухаютьсянавколо центру в одну сторону і приблизно в одній площині, а комети, як ізірки сферичної складової, рухаються по витягнутих орбітах в самихрізних площинах.
Міжзоряне середовище
1.Межзвездний газ. До складу нашої Галактики входять не тільки зірки.
Спостереження показали, що міжзоряний простір не можна вважати абсолютнопорожнім. Основна маса міжзоряного середовища припадає на розріджений газ.
Цей газ має здатність слабко світитися, якщо гарячі зіркивисвітлюють його ультрафіолетовим світлом, і випромінювати потоки радіохвиль, якіможна вловити радіотелескопами. Міжзоряний газ має приблизно такий жехімічний склад, як і більшість спостережуваних зірок. Він переважноскладається з легких газів (водню та гелію).
Велика частина міжзоряного газу зосереджена в межах диска
Галактики, де міжзоряне середовище утворить поблизу площини симетрії дискагазопилової шар товщиною в кілька сотень світлових років. У межах цьогошару знаходиться і наше Сонце з навколишніми його зірками. Газопилової шарразом із зірками диска бере участь в обертанні Галактики.
Навіть поблизу площини зоряного диска концентрація часток газу дужемала. У поверхні Землі, наприклад, в 1 см3 міститься 3 * 1019 молекулповітря, а в міжзоряному газі на два кубічних сантиметри приходиться всередньому тільки один атом газу. Але міжзоряний газ займає такі великіобсяги простору, що його повна маса в Галактиці досягає декількохвідсотків від сумарної маси всіх зірок.
Газ в міжзоряному просторі спостерігається в трьох станах:ионизованного, атомарному та молекулярному.
ионизованного газ. Гарячі зірки могутнім ультрафіолетовим випромінюваннямнагрівають і іонізуют навколишній міжзоряний газ. Нагріте газ випромінюєсвітло, і тому області, заповнені гарячим газом, спостерігаються яксвітяться хмари. Вони називаються світлими газовими туманностями.
Температура газу в них складає близько 10000 К.
Сама помітна туманність розташована в сузір'ї Оріона і називається+ EN Оріона. У сильний бінокль або невеликий телескоп вона видна якбезформне хмарина зі слабким зеленуватим світлом. Ця хмара складається згарячого ионизованного газу, маса якого оцінюється приблизно в тисячумас Сонця.
Атомарний газ. Основна маса міжзоряного газу в диску Галактикивилучена від гарячих зірок і тому не ионизованного і не випромінює світло. Алетакий «невидимий» газ все-таки можна спостерігати радіоастрономічнимиметодами. Було доведено (спочатку теоретично, а потім підтвердженоспостереженнями), що атоми водню, що входять до складу міжзоряного газу,випромінюють радіохвилі з довжиною хвилі 0,21 м (з частотою 1420 МГц).
радіовипромінювання нейтрального міжзоряного водню було виявлено в
1951 Численні виміри його інтенсивності дозволили встановитизагальну масу газу в Галактиці.
Атомарний газ розподілений у просторі неоднорідна. Він утворюєхмари, між якими газ більш розріджене. Типові розміри обліковоїдосягають декількох десятків світлових років, а середня концентрація часток уних - кілька атомів в 1 см3.
Молекулярний газ. Радіонаблюденія виявили в міжзоряному просторів тисячі разів більш щільні хмари, що складаються з дуже холодного газу,температура якого не перевищує 20-30 К. Із-за низької температури іпідвищеної щільності водень і інші елементи в цих хмарах об'єднані вмолекули. Тому їх називають молекулярними. В основному вони складаються змолекул H2. Молекули водню, на відміну від, атомів, не випускаютьрадіовипромінювання. Зате багато хто інші молекули, що входять до складу хмар,випромінюють радіохвилі на визначених частотах. За радіовипромінюванню вмолекулярних хмарах було знайдено кілька десятків молекулярнихз'єднань, наприклад СО, СО2, H2O, NН3. Є й більш складні молекули --формальдегіду, етилового і метилового спирту та ін Молекули можуть виникатиі існувати тільки в найбільш щільних газових хмарах. У розрідженоїміжзоряної середовищі під дією ультрафіолетового випромінювання зірок вонишвидко розпадаються. Маса багатьох молекулярних хмар перевищує 100 тис.мас Сонця. Це самі масивні утворення в диску Галактики.
Вважають, що в молекулярних хмарах відбувається зародження зірок згазу. Існує і зворотний процес - в міжзоряну середу безперервнонадходить газ, «що скидається» зірками. Ми вже знаємо, що зірки,спалахують як нові і найновіші, втрачають частину своєї маси. Але й узвичайних зірок, таких, як Сонце, на певному етапі еволюції (післяперетворення в червоний гігант) відбувається відділення газової оболонки,яка, повільно розширюючи, іде в міжзоряний простір. Такірозширюються оболонки відомі в сотень зірок. Вони називаються планетарнимитуманностями (рис. 6). У центрі планетарної туманності завжди спостерігаєтьсязірка. Причина світіння цих об'єктів та ж, що й у світлих газовихтуманностей, - іонізующее ультрафіолетове випромінювання гарячої зірки.
2. Міжзоряне пил. У середині минулого століття відомий російський астроном
В. Я. Струве обгрунтував припущення, що міжзоряний простір неабсолютно прозоро, світло в ньому може поглинатися і розсіюватися,внаслідок чого далекі зірки виглядають слабкіше, ніж можна очікувати. Газпрактично не поглинає видимого випромінювання. Тому, крім газу,міжзоряне середу повинна містити пил.
Остаточно існування міжзоряного поглинання світла в середовищі булодоведено в 30-х роках нашого століття. У випадку порівняно близьких зірокпоглинання майже непомітне: щоб світловий потік був ослаблений міжзоряним середовищем всього лише на одинвідсоток, світла потрібно пройти відстань у кілька десятків світловихроків. Але якщо відстань до зірок вимірюється тисячами світлових років, томіжзоряне середу послаблює що приходить від них світло і кілька разів.
Міжзоряне середовище не тільки послаблює світло далеких зірок, але ще йвикликає зміна їхнього кольору. ?? скрізь, світло яких зазнав сильнеослаблення, здаються нам більш червоними. Це відбувається тому, що променічервоного світла менше поглинаються і розсіюються міжзоряними порошинами,ніж сині. Вимірюючи ослаблення світла зірок на різних довжинах хвиль, можнасудити про властивості міжзоряного пилу. З'ясувалося, що міжзоряні пилинкидуже дрібні - розміром близько 0,5 мкм. Вони складаються в основному з вуглецю,кремнію і «намерзлих» на них молекул міжзоряного газу.
У міжзоряному просторі пил скрізь супроводжує газу. На її часткуприпадає близько 1% від маси газу. Тому концентрація пилу завжди вища, апрозорість середовища нижче там, де багато газу. Це добре видно на прикладімолекулярних хмар - самих щільних газових хмар у міжзоряного середовища.
Через присутньої в них пилу вони практично непрозорі і виглядають нанебі як темні області, майже позбавлені зірок. Рідкісні зірочки,просвічують крізь їх менш щільні частини, здаються сильно почервонілими.
Газопилові освіти, які через низьку прозорість виглядають яктемні області, називаються темними туманностями
(мал. 7).
У ясну ніч, спостерігаючи Чумацький Шлях навіть неозброєним оком, можнапомітити, що він має нерівні обриси, а в сузір'ї Лебедя навітьрозділяється на два паралельно йдуть рукава. Це наочний результатпроекції на Чумацький Шлях темних туманностей, більшість яких знаходитьсяпоблизу площини Галактики.
Походження пилу не цілком ще ясно. Теоретичні розрахунки іспостереження показали, що пилинки можуть конденсуватися в атмосфераххолодних зірок, відкіля тиск випромінювання повинен виштовхувати їх вміжзоряний простір.
3. Космічні промені і міжзоряний магнітне поле. Крім розрядженогогазу та пилу, в міжзоряному просторі з величезною швидкістю, близькою дошвидкості світла (300 000 км/с), рухається велике число елементарних частинок іядер різних атомів. Ці частки летять по всій нашій Галактиці в самихрізних напрямках. Вони називаються космічними променями.
Частки космічних променів удається реєструвати безпосередньо придопомогою спеціальних фізичних приладів - лічильників швидких часток,що встановлюються на космічних апаратах. Крізь атмосферу Землікосмічні промені пробитися не можуть. Стикаючись з атомами земноїатмосфери, вони розбивають їх, народжуючи цілі зливи з елементарних часток.
Лише невеликий відсоток космічних часток уникає зіткнень в атмосферіі досягає Землі високо в горах. Тому в різних країнах організованіспеціальні високогірні станції зі спостереження і дослідження космічнихпроменів.
Не всі космічні частки приходять до нас з міжзоряних глибин. Багатомають сонячне походження. Вони народжуються головним чином при сонячнихспалахи. Однак найшвидші частки, що летять з околосветовой швидкістю іволодіють величезною енергією, приходять у Сонячну систему з далекихпросторів Галактики.
Основними джерелами космічних променів у Галактиці вважаються залишкинаднових зірок і пульсари - швидко обертові і сильно намагніченінейтронні зірки.
Ми вже знаємо, що залишки понад нові зірки є могутніми джереламисинхротронного радіо випромінювання, що виникає при русі швидкихелектронів в магнітному полі. Але спостереження показали, що синхротрономрадіовипромінювання приходить до нас і з тих областей міжзоряного простору,де залишків наднових зірок немає. Отже, і між зіркамиіснує магнітне поле, що змушує швидкі електрони космічних променіввипромінювати радіохвилі.
Дослідження показали, що магнітна індукція міжзоряного магнітногополя невелика: в середньому вона в сто тисяч разів менше, ніж у поверхні
Землі. Це поле охоплює і міжзоряний газ, тому міжзоряне Середаслабо намагнічена.
ОСВІТА ЗІРОК. ПРОБЛЕМА ВИНИКНЕННЯ ЖИТТЯ
1. Освіта зірок. Найбільш масивні зірки живуть порівнянонедовго - кілька мільйонів років. Якщо такі зірки спостерігаються, значить,утворення зірок не завершилося мільярди років тому, а відбувається і всправжню епоху.
Зірки, маса яких багаторазово перевищує масу Сонця, велику частинужиття володіють величезними розмірами, високою світність і температурою. ЧерезЧерез високу температуру вони мають блакитний колір, і тому їх називаютьблакитними надгігантами. Ми вже знаємо, що такі зірки, нагріваючинавколишній міжзоряний газ, приводять до утворення газових туманностей. Засвою порівняно коротке життя масивні зірки не встигають дуже далекопіти від тих місць, де вони народилися. Тому світлі газові туманності іблакитні надгіганти вказують нам на положення тих областей у Галактиці,де нещодавно відбувалося чи відбувається і зараз утворення зірок.
Виявилося, що молоді зірки не розподілені в просторі випадковимчином. Існують великі області, де вони зовсім не спостерігаються, ірайони, де їх порівняно багато. Найбільше блакитних надгігантівспостерігається в області Чумацького Шляху, тобто поблизу площини Галактики, там,де концентрується газопилової міжзоряне середу.
Але і поблизу площини Галактики молоді зірки розподіленінерівномірно. Вони майже ніколи не зустрічаються поодинці. Найчастіше цізірки утворять розсіяні скупчення і більш розріджені зоряніугруповання великих розмірів, названі зоряними асоціаціями, якіналічують десятки, а іноді і сотні блакитних надгігантів. Наймолодшіз зоряних скупчень і асоціацій мають вік менш 10 млн. років. Майжев усіх випадках ці молоді освіти спостерігаються в областях підвищеноїщільності міжзоряного газу. Це вказує на те, що процесзореутворення пов'язаний з міжзоряним газом.
Прикладом області зореутворення є гігантський газовий комплексу сузір'ї Оріона. Він займає на небі практично всю площу цьогосузір'я і містить у собі велику масу нейтрального і молекулярногогазу, пилу і цілий ряд світлих газових туманностей. Утворення зірок у ньомупродовжується і в даний час.
Відповідно до найбільше розробленої гіпотези, зірки виникають із хмархолодного міжзоряного газу. Однак завершеної і загальноприйнятої теоріїутворення зірок поки ще не створено. Учені посилено працюють над цієюпроблемою. Познайомимося з основними принципами, на яких базуютьсяуявлення про формування зірок з газопилової середовища.
Конденсація газу в зірки у певному сенсі нагадує іншийфізичний процес: конденсації водяної пари в крапельки води при йогоохолодженні. І в тому і в іншому випадку відбувається багаторазове збільшеннящільності речовини. Але якщо конденсація пари відбувається в результатівзаємодії молекул, то міжзоряний газ стискується насамперед завдякидії гравітації. Тому конденсація газу в зірки називаєтьсягравітаційної конденсацією.
Сила гравітаційного тяжіння між окремими частками завждипрагне стиснути газ. Стиснення звичайно перешкоджає сила внутрішнього тискугазу, пов'язаного з хаотичними рухами його часток - атомів або молекул.
Чим менше температура газу, тим менше його тиск і тим більшу рольможе грати притягання окремих часток один до одного. У звичайних хмарахміжзоряного газу сили гравітації дуже малі в порівнянні з силамивнутрішнього тиску. Але в холодних щільних молекулярних хмарах гравітаціявиявляється сильнішим, і утворюються окремі згустки газового середовища повинністискатися, збільшуючи свою щільність. Кінцевим результатом такого стискуможе з'явитися утворення зірок. Стиснення газу повністю припиниться, коли вцентрі стискуваної газової кулі температура і тиск стануть настількивисокими, що почнуться термоядерні реакції. У результаті утворюєтьсязірка.
Перший час світло молодої зірки може дуже сильно поглинатися щільноїнавколишнього газопилової середовищем, і тоді зірка і нагріта нею пил будутьспостерігатися як інфрачервоне джерело, тому що для інфрачервоних променівСереда значно прозорішим. Такі джерела були виявлені в областяхзореутворення. Очевидно, деякі з них є недавносформувалися зірками.
Формування зірок з газу - процес дуже повільний, він вимагає багатьохмільйонів років.
Сонце, як ми знаємо, є типовою зіркою. Тому і приутворенні інших зірок можуть виникати планетні системи.
Планети і малі тіла Сонячної системи виникли в газопиловоїпротопланетному диску, який оточував молоде Сонце. Разом з іншими планетамивиникла і Земля. Спочатку її атмосфера і фізичні умови наповерхні були зовсім не такими, як зараз. Температура була значновище, а атмосфера містила дуже багато вуглекислого газу. Ніякого життя на
Землі в той час не могло існувати. І лише через кілька мільярдівроків після свого формування Земля стала схожа на сучасну планету.
2. Проблема життя у Всесвіті. Фізичні умови на древній Землівиявилися такими, що виявилося можливим виникнення складних білковихмолекул, а потім і найпростіших організмів самовідтворюються - живихклітин. На Землі зародилося життя, яка за кілька мільярдів роківеволюції й ускладнення організмів призвела до появи тваринного світу талюдини.
До цих пір залишається невідомим, як часто подібні події можутьвідбуватися у Всесвіті. У Сонячній системі ознаки життя не булизнайдені на жодному з тіл крім Землі.
Але з астрономічної точки зору ні Земля як планета, ні Сонце,яке її обігріває, не представляють нічого виняткового.
Отже, життя може існувати не тільки на Землі. Мабуть,вогнища життя варто шукати на планетних системах інших зірок, але черезвеликої відстані ми поки не можемо безпосередньо спостерігати планети навітьу найближчих зірок.
Проблема виникнення життя і її поширеності у Всесвітізалишається однією з найбільш складних і важливих проблем, розв'язуваних астрономією вкомплексі з іншими природничими науками.
Особливо цікавим було б знайти присутність розумного життя у
Всесвіту, сліди високорозвинених неземних цивілізацій. Неодноразоворобилися і робляться спроби уловити радіо-чи інші сигналирозумного походження з космосу. Є надія, що вони завершатьсяуспіхом.
-----------------------< br>
