|
Реферат: Звезды и их судьба (Естествознание)
Министерство образования РФ
Уральский государственный технический университет - УПИ
Кафедра физики.
РЕФЕРАТ
Тема работы: «Звезды и их судьба»
Руководитель: Лобанов В. В.
Студентка: Климова Ю. В.
Группа: ФГО-145
Екатеринбург
2001 г.
Содержание.
Введение………………………………………………………………………3
Краткая история изучения звезд…………………………………………….4
Классификация, характеристики звезд……………………………………..6
Внутреннее строение звезд………………………………………………...10
Происхождение и эволюция звезд…………………………………………12
Список литературы…………………………………………………………18
Введение.
| |
С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они
из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен,
однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть
немало загадок.
Звезды - это одна из основных форм вещества во Вселенной. В них
сосредоточена большая часть вещества во вселенной. В основном звезды
расположены в галактиках, вне галактик звезды редки.
Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в телескоп, также
оказываются группами звёзд. Таков, например, Млечный путь - наша Галактика,
включающая сотни миллиардов звёзд. До недавнего времени считалось, что в
звёздах сосредоточено почти всё вещество Вселенной. В Солнечной системе,
например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарную
массу всехдругих тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В
середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество
Галактик, состоящих из звёзд, с планетными системами вокруг некоторых из
них, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или
гравитация. Даже считавшиеся редкими двойные звёзды, планеты, газовые и
пылевые облака должны подчиняться этой великой силе. Но изучая
распределение и движение звёзд в окрестностях Солнечной системы и во всей
Галактике, учёные открывали один неожиданный факт за другим.
В Солнечной системе действует правило: чем ближе планета к Солнцу, тем
быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать в
Галактике: звёзды близкие к центру Галактики должны вращаться вокруг него
гораздо быстрее звёзд, находящихся на периферии. Однако, на самом краю
Галактики звёзды движутся также быстро, как близкие к центру. Это не
соответствует законам Кеплера, механики Ньютона и, в конечном счёте, закону
всемирного тяготения. Чем пристальнее учёные следили за движением звёзд,
тем более странным оно выглядело. Группы звёзд, которые должны разлетаться
в разные стороны, как выяснилось, держатся вместе миллиарды лет. Некоторые
звёзды меняли направление своего движения в космосе без видимых причин,
словно куклы-марионетки. Казалось, звёзды перестали подчиняться силе
тяготения. Кто-то невидимый оказался настоящим хозяином Вселенной. Как
будто у звёзд, источников света, появились тени. Прояснялась одна
удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во
Вселенной много и ярких объектов малой массы, и слабо светящих массивных
тел.
Краткая история изучения звёзд.
Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни общества
(необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря,
определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было
разделено на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками,
по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён
Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали
взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной
хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце
16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды - это далёкие
тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была
открыта первая переменная звезда а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) -
первая двойная. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные
движения трёх звезд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М.
В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В.
Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую
входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном
Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния
до трёх близких звезд. В 60-х гг. 19 в. для их изучения применили
спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский
астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых
явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению
линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль
луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили
представления о звездах.
В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных
представлениях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как
физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их
вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной
физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с
достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные
расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные
результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х.
Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом,
американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А.
Жевакиным). В середине 20 в. исследования приобрели ещё большую глубину в
связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных
вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж,
английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи
были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах
звезд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный
С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем
(голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В.
Кукаркин и др.).
Классификация, характеристики звезд.
В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в
течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках
звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется
парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию
многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени
это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на
различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие
планетные системы мы пока не можем.
Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их
основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой
в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно
обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев.
Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если
температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый,
6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12
тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне
объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так
называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и
визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета
соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры
характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами
некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере
увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные
полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии
ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра
радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных
слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии
нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в
ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10
тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с
температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на
границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид
имеет спектр нашего Солнца. Последовательность спектров звезд, получающихся
при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается
следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным.
Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько
чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось
целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например,
если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к
спектру А2, чем, например, к спектру В1.
Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца.
Последняя равна 3,8*1026 Вт . По своей светимости звезды различаются в
очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного),
светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни
тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости
которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз.
Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина
звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее
светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-
либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет
называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная)
звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна
-26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше
истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около
+5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва
видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые
невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют
отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой
светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных
величин, например +10, +12 и т.д.
Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от
светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало
звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца
равна 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз.
Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд
меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не
превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные
«пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не
случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по
своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при
очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно
малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у
таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же
время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков
и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр. Большое значение
имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их
спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в
поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще
спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях,
господствующих в звездных атмосферах.
По химическому составу звезды, как правило, представляют собой
водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде
сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав
наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс.
атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома
азота, один атом углерода, 0.3 атома железа. Относительное содержание
других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые
элементы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают
во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они
в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как
непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от
содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как
оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности.
Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные
различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные
звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты
тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых
скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше.
Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и
звездных систем.
Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же
спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в
атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях
доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное
поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей
доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние
годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в
солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое
справедливо и для звездных атмосфер.
Вращение звёзд. Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении
один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же
скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от
всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера,
приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость
вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со
скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более
холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости
вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количества
движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных
сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида.
Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору,
вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому
на поверхности звезд возникают меридиональные течения от полюсов к
экватору, которые замыкаются в глубоких слоях космического тела. Такие
движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет
конвекции.
Зависимости между звёздными параметрами.
Массы звезд заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца,
светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2Ї10-1 до 103
радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями.
Наиболее важные из них выявляются на диаграммах "спектр - светимость"
(Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или "эффективная температура -
светимость", и др. Почти все звезды располагаются на таких диаграммах вдоль
нескольких полос, и соответствующих различным последовательностям, или
классам светимости. Большинство из них расположено на главной
последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют звезды
класса О с температурами 30 000-50 000°, правый - красные звёзды-карлики
класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность
гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т. е.
имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более
ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов,
гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед
спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII),
размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3.
Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и
субкарлики (VI).
Внутреннее строение звёзд.
Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их
внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных
моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей,
наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных
звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в
механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не
расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается
силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в
недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление
растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура.
Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех её
элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что
количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется
приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными
или др. источниками.
Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на
поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких
температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов,
благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять
уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения
звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии,
химическом составе и о механизме переноса энергии.
Основным механизмом переноса энергии в является лучистая
теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних
областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового
излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях
звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои
частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней
величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного
вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами
поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние
свободными электронами.
Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для
большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой
массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный
перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и
спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если
он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только
там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их
рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции
занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже
этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд
полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у
них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и
гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у
них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где
движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.
Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной
последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30%
массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную
оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни
солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более.
Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но
лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и
белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального
газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной
теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от
температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при
остывании звезды, не имеющей источников энергии.
Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития
сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из
спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь
за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени
ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее
строение меняется.
Происхождение и эволюция звезд.
Сейчас твердо установлено, что звезды и звездные скопления имеют
разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления)
до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные
ассоциации). Мы будем подробно говорить об этом ниже. Многие исследователи
предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В
пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве - они
сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвездная
газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях
галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не
могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые
звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который
входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами
содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро
расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную
массу.
Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не
вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса
диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую
величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил
тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией.
Величина критической массы зависит от плотности, температуры и
среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия
могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной
материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в
результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение
плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов.
Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому,
глобулы и "слоновые хоботы" - темные компактные, непрозрачные образования,
наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых
пятнышек, "слоновые хоботы" - узких полосок, которые вклиниваются в светлую
материю (рис. 243). Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее
вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не
располагаем. В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться
кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного
хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца -
молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри
туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и
расположению "слоновые хоботы".
Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все
исследователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из
диффузной межзвездной материи. Советский астроном акад. В. А. Амбарцумян
считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел
неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются.
Допустим, по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло
критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые
частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия
гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате
столкновений - в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения
температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду
(звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды
наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной
конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и
одновременно образуется несколько протозвезд.
Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно
показать, обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды
значительно больше.
Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды
такой же массы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны
располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия
протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме
Герцшпрунга - Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси
абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов
градусов, начинаются термоядерные реакции.
Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в
результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается
совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда
температура повышается еще больше, начинают действовать протонные реакции
(для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) или углеродно-азотный цикл (для звезд
с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время,
сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной
последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она
оказывается в устойчивом состоянии.
Время гравитационного сжатия звезд сравнительно невелико. Оно зависит
от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс
гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как
Солнце, сжимаются за 108 лет. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать
звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно.
Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды
типа Т Тельца.
Известно несколько рассеянных звездных скоплений, состоящих из звезд
классов О и В и переменных типа Т Тельца. Такие звезды еще не пришли в
состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них
неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми
туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной
материи.
Находясь на главной последовательности, звезды длительное время
излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-
либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти
постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее
массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость
проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд
главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых
элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого
отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической
составляющей.
В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды,
происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят,
"выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности
зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций от
температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее
недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев.
Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время
пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее
расходуется энергия.
Звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то
время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период
пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет.
Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области
(конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании
водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают,
что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимость вправо.
Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец
главной последовательности постепенно отклоняется вправо.
Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия
эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции
превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе
ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и
температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость
и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится
красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.
Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты
теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно
проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных
скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления
образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы
объяснить само существование скоплений.
У шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь
красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих
скоплений находится в третьей стадии эволюции.
Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем
для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше.
Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов
в звездах шаровых скоплений. И действительно, наблюдения показывают, что в
звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления,
относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской
подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с
теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтверждают их. Тем
самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд,
на которой эти представления основаны.
Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в
плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция
превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях
звезды должна достигать 1.5 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды
должны располагаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви
красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции
на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного
гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом
расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и
начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается.
Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно
иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс
происходит медленно. Однако при некоторых условиях, точно пока не
выясненных, звезда может быстро выбросить существенную часть массы, и
процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы мы
наблюдаем при вспышках сверхновых звезд.
При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому,
образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта
рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное
водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза,
вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество
белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и
являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за
стадией красного гиганта. И в самом деле, в старых звездных скоплениях
имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В
белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят
за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно
остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов.
Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды. Звезды,
превосходящие Солнце по массе в несколько раз, уже не могут переходить в
фазу белого карлика, потому что их гелиевые ядра не находятся в вырожденном
состоянии. Предполагается, что в этом случае третий этап эволюции кончается
образованием нейтронной звезды и взрывом сверхновой.
Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию
звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем
через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и,
наконец, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще
подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно
обоснованной.
Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их
масса, радиус, светимость, температура, и ничего не упомянули о такой
важной характеристике, как вращение. Известно, что звезды спектральных
классов О, В, А вращаются очень быстро - экваториальная скорость вращения у
них, как правило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звезд класса F в
среднем меньше 100 км/сек, а звезды более холодные, чем F, вращаются
настолько медленно, что доплеровское расширение линий слишком мало и
скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скорости вращения звезд
классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности, составляет
несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо
медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скорость вращения
точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек.
Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки
вещества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1
км/сек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда всегда
должна иметь некоторый начальный момент количества движения. Расчет
показывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то
звезды не могли бы образоваться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала
бы скорость вращения и разорвалась бы задолго до этого. Очевидно, что
момент количества движения должен каким-то образом удаляться из туманности.
Конденсирующаяся туманность связана с окружающей менее плотной средой
магнитным полем, и так как межзвездная материя "приклеена" к магнитным
силовым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передается
окружающей среде и туманность теряет момент количества движения. Подробное
рассмотрение этого процесса показывает, что передача момента количества
движения прекращается, когда плотность протозвезды становится достаточно
высокой, и окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь
экваториальную скорость в несколько сотен километров в секунду, независимо
от ее массы.
Для горячих звезд наблюдения дают как раз такую скорость вращения. У
холодных же звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной
системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2%
Солнцу. Солнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100 км/сек,
если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечной системы.
Естественно возникает мысль, что медленное вращение холодных звезд может
быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечной
системе. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико.
В заключение хочу привести таблицу, дающую вычисленную продолжительность
гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд
разных спектральных классов.
|Спектральны|Масса |Радиус |Светимость |Время, лет |
|й класс | | | | |
| | | | |грав. |пребывания |
| | | | |сжатия |на ГП |
|B0 |17,0 |9,0 |30000 |1,2*105 |8*106 |
|B5 |6,3 |4,2 |1000 |1,1*106 |8*107 |
|A0 |3,2 |2,8 |100 |4,1*106 |4*108 |
|A5 |1,9 |1,5 |12 |2,2*107 |2*109 |
|F0 |1,5 |1,25 |4,8 |4,2*107 |4*109 |
|F5 |1,3 |1,24 |2,7 |5,6*107 |6*109 |
|G0 |1,02 |1,02 |1,2 |9,4*107 |1,1*1010 |
|G2 (Солнце)|1,00 |1,00 |1,0 |1,1*108 |1,3*1010 |
|G5 |0,91 |0,92 |0,72 |1,1*108 |1,7*1010 |
|K0 |0,74 |0,74 |0,32 |2,3*108 |2,8*1010 |
|K5 |0,54 |0,54 |0,10 |6,0*108 |7*1010 |
Список литературы:
1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания, 2000 г.
2. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум., 1987 г.
3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г.
4. Интернет- источники
Реферат на тему: Идеи И. Ньютона и К. Линея
МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РФ
МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ
ОТКРЫТЫЙ УНИВЕРСИТЕТ
ФИЛИАЛ Г.ЕЙСК
РЕФЕРАТ
ПО
КОНЦЕПЦИИ СОВРЕМЕННОГО ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ
НА ТЕМУ : ИДЕИ И. НЬЮТОНА И К. ЛИНЕЯ
ВЫПОЛНИЛА: ШИЛОВА ЛАРИСА
ВЛАДИМИРОВНА
СТУДЕНТКА 11-Ю
ПРОВЕРИЛ:ТРОФИМОВА
ЛЮДМИЛА ВЛАДИМИРОВНА
ЕЙСК 2000
Жизненный путь Исаака Ньютона .
Было бы правильно сказать,
Что Ньютон не только привел
В порядок всю совокупность
Известных в то время данных,
Но и приписать его гению
Изумительную способность предвидеть
Последующие открытия и дальнейшее
Развитие науки
Н.Бор
Исаак Ньютон родился 4 января 1643 года в семье небогатого фермера. Его
детство проходило в деревне Вулсторп недалеко от городка Грантем, где он
учился в общественной школе. Воспитывала его бабушка, так как отец
незадолго до его рождения умер, и мать, вторично выйдя замуж, уехала из
деревни. Казалось, судьба уготовила Ньютону жизнь фермера, но стремление к
знаниям, увлечение математикой, неожиданно проснувшееся в нем в школьные
годы, обратил на себя внимание школьного учителя и родственников. В
старости Ньютон вспоминал, что его любимым делом тогда было мастерить
разные механические игрушки, солнечные часы, а в 1658 году он проделал свой
первый физический эксперимент: измеряя дальность прыжка по направлению
ветра и против, сумел определить силу ветра во время бури. Родственники
уговорили мать Исаака не припятствовать его дальнейшему образованию, и в
1661 году он был принят в Тринити-колледж на правах субсайзера-бедного
студента в обязанности которого входило также прислуживание членам колледжа
и '' действительным '' студентам. Знаменитый колледж, основанный в 1546
году за 400 лет существования сыграл громадную роль в развитии английской
культуры и науки.
Выдающиеся способности и прилежание Ньютона позволили ему
быстро пройти все ступеньки ирархической лестницы академических знаний. В
1669 году он получил почетную Люкасовскую кафедру и читал в Кембриджском
университете лекции по оптике и математеке. Все остальное время молодой
учитель посвящал научным исследованиям. Это самый плодотворный период в
жизни Ньютона, в течении которого были сделаны почти все его основные
открытия. Особенно результативным были почти два года его вынужденного
прибывания в родной деревне Вулсторп (1665-1667) во время страшной эпидемии
чумы, охватившей всю Англию. Именно здесь он создает свою первокласную
оптическую лабораторию и проводит первые эксперименты по разложению света в
призмах, разрабатывает основные теории '' флюксий ''-дифференциальное и
интегральное исчисление, раздумывает о всемирном тяготении и получает закон
уменьшения силы тяжести с растоянием. Но мир узнает обо всех этих открытиях
два десятка лет спустя. Ньютон был человеком очень осторожным, не
выносившим торопливости в работе.
В 1668 году в результате большого и увлеченного труда, в котором
проявилось искусство Ньютона как химика и металлурга, была изготовлена
модель телескопа нового типа . Первый телескоп-рефлектор имел диаметр
зеркала всего 2,5 см и длину 15 см , но этот крохотный инструмент мог
давать изображение не хуже громоздких телескопов с линзами. Благодаря этому
изобретению имя Ньютона становится известным и в январе 1672 года его
избирают в Лондонское Королевское общество. Через гол на заседании общества
он зачитывает свой мемуар '' Новая теория света и цветов '', в котором
изложены его гениальные экспериментальне исследования по дисепсии света.
Мемуар был составлен ученым на основе лекции по оптике, которые он читал в
1669-1671 годах студентам Кембриджа. Его совершенно новая, революционная
теория о цветах, построеная на основе убедительных экспериментов, полностью
отвергла старые воззрения о свете и цвете, идущие еще от Аристотеля.
Согласно этим воззрениям, разные цвета света объяснялись различными
пропорциями между светом и тенью, взаимодействием света с вещесвом. Ньютон
первым показал, что реально существуют монохромотические лучи разной
цветности и белый, обычный свет есть смесь этих лучей.
В конце 1675 года Ньютон присылает в Королевское общество еще
один оптический мемуар, в котором описывает знаменитые опыты, приведшие к
открытию так называемых колец Ньютона. На основании этих опытов ученый
делает вывод о '' периодичности '' в распространении свеета. В переписке с
Гуком-сторонником волновой природы света-Ньютон анализирует все
преимущества и недостатки волновой концепции и склоняется к некоторым
дуализму природы света, предвосхищая основную идею квантовой физики. Однако
он не развивает своих гипотез о природе света. Ему ближе была имиссионная
теория, позволявшая просто объяснить закон прямолинейного распространения
света. Это дало основание ученикам и последователям Ньютона считать его
основоположником корпускулярной теории света, и авторитет великого ученого
искусственно сдерживал развитие волновой оптики вплоть до появления работ
Юнга и Френеля.
Болезненно воспринимая любую критику своих работ, Ньютон решает
не публиковать сочинений по оптике . И его '' Оптика'', в которой он собрал
все свои исследования световых явлений, выходит лишь в 1704 году, через год
после смерти Р.Гука-основного критика и притендента на многие открытия
Ньютона. Эта книга и в настоящее время служит образцом описания тонкого и
измуного физического эксперимента, а опыты с призмой стали классическими и
неизменно демонстрируются на уроках физике.
Оптика Ньютона
Тематика наблюдения у Ньютона не очень обширна, выбраны очень простые
объекты ( волос, полуплоскость, прямоугольная и клиновидные щели ) чтобы
действие побочных факторов не мешало выяснению основных причин явления. В
первых двух книгах '' Оптики '' '' предложения '' и ''наблюдения '' всюду
разделяются либо в начале следует четко сформулированный тезис, а затем он
доказывается опытами, либо этот тезис появляется на основе анализа
предшествующих наблюдений.
Втретьей книге изложение построено по-иному. Формально здесь
вообще нет '' предложений ''. Этим Ньютон, видимо хотел подчеркнуть
отсутствие полной ясности в вопросе, которое, по его мнению, объясняется
недостатком экспериментальных данных: '' Производя предыдущие наблюдения,я
намеривался повторить большинство из них с большей тщательностью и
точностью и сделать некоторые новые наблюдения для определения способа,
каковым лучи света изгибаются при их прохождении около тел, сосдавая
цветные каемки с темными линиями между ними. Но я был тогда прерван, и не
могу теперь думать о том, чтобы приняться за дальнейшее рассмотрение этих
предметов. Ввиду того , что я не завершил этой части моего плана, я закончу
предложением только нескольких вопросов для дальнейшего исследования,
которое произведут другие ''.
При чтении третьей книги '' Оптики '' очень трудно освободитьсяы
от ощущений , что все дифракционные опыты ставились по заранее продуманному
плану после того, как была сформулирована теория этих опытов. Исследователь
творчества Ньютона лорд Кейне однажды сказал о Ньютоне:'' Я подозреваю, что
его эксперименты были всегда средством не длы открытия, а только для
проверки того, что он уже знал '' .
Механика Ньютона.
От оптических исследований ученый постепннно переходит к проблемам
механики. Первые идеи о всемирном тяготении появляются у него во время
'' вулсторпского отпуска ''. Именно к этому периоду относится знаменитая
легенда о '' ньютоновском яблоке'', и падение которого озарило ученого. К
проблеме обоснования кеплеровских законов движения планет Ньютон в
дальнейшем подхолит неоднократно: в 1679 году его стимулирует к этому
письмо Р. Гука, а в 1684 году, когда были получены более точные данные о
размерах Земли, растояние от Земли до Луны и обоснование эллиптичесих
орбит стало жгучей проблемой дня, друг ученого астроном Э.Галлей настойчиво
требует от Ньютона окончательного решения. В 1687 году благодаря усилиям
Галлея выходит в свет книга Ньютона под названием '' ''Математические
начала натуральной философии ''
В истории естесвознания не было события более крупного, чем
появления '' Начал Ньютона…Ньютоново учение о пространсве времени, массах и
силах давало общую схему для решения любых конкретных задач механики,
физики и астрономии. Величественный пример системы мира, разобранный
Ньютоном, увенчанный открытием всемирного тяготения, увлекал науку на этот
новый путь, на применение ньютоновой схемы ко всем разделам физики.
Возникла '' классическая физика '' по образу и подобию '' ''Начал'' .*
Его '' метод принципов '', глубоко реализованный в отмеченных
физических работах, заключается в следующем. На основе опыта формулируется
наиболее общие закономерности-аксиомы или так называемые принципы, и из
них дедуктивным путем выводится отдельные зконы и положения, которые должны
быть проверены на опыте . Согласие с опытом этих следствий служит гарантией
справедливости основных положений теории. Этот путь построения физического
знания оказался необычайно плодотворным, и все последующие великие теории (
электродинамика, термодинамика, теория относительности, квантовая теория-
Бура ) построенны именно так.
Свой метод Ньютон противопоставил господствовавшему тогда в
естествознании стремлению во что бы то ни стало объяснить явления даже
спомощью не обоснованных опытом гипотез, догадок и спекуляции . Ньютон
полагал, что на такой основе построить истинную физическую теорию нельзя.
Если на данном этапе нет возможности объяснить причины, то следует
ограничиться установлением из экспериментов реальной закономерности. Отсюда
его решительная кредо : '' Все же, что не выводится из явлений, должно
называться гипотезою; гипотезом же метофизическим, физическим,
механическим, скрытым свойствам не место в экспериментальной философии,-
пишет он в '' Общем поучении '' второго издания '' Начал ''.
*Вавилов о трудах Ньютона- Г.М.Голин ''Классики физической науки ''
Теория тяготения Исаака Ньютона.
С именем Ньютона связано открытие или окончательная формулировка основных
законов динамики: закона инерции, пропорциональности между колличетсвом
движения mv и движущей силы .
Равенство по величине и противоположности по направлению сил при
центральном характере взаимодействия. Вершиной науки Ньютона стала его
теория тяготения и провозглашение первого действительно универсального
закона природы-закон всемирного тяготения.
В 1666 году у Ньютона возникает идея всемирного тяготения, его
родство с силой тяжести на Земле и идея о том, каким образом можно
вычислить силу тяготения. Доказание тождества силы тяжести на Земле и идея
о том, каким образом можно вычислить силу тяготенияю. Доказание тождества
силы тяжести на земле Ньютон проводит на основе вычисления
центростремительного ускорения Луны в ее обращении вокруг Земли, уменьшив
это ускорение пропорционально квадрату расстояния Луны от Земли, он
устанавливает, что оно равно ускорению силы тяжести у земной поверхностию.
Обобщая эти результаты, Ньютон сделал вывод, что для всех планет имееи
место притяжение к Солнцу, что все планеты тяготеют друг к другу с силой,
обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними. Далее Ньютон
выдвинул тейзис, в соответствии с которым сила тяжести пропорциональна лишь
количесву материи ( массе ) и не зависит от формы материала и других
свойств тела. Развивая это положение, Ньютон формулирует закон всемирного
тяготения .
Древняя идея взаимного стремления тел друг к другу ( '' любви '' )
благодаря Ньютону освободилось от антропоморфности и таинственности. В
теории Ньютона тяготение предстало как универсальная сила, которая
появляется между любыми материальными частицами независимо от их конкретных
качеств и состава, всегда пропорциональна их массам и обратно
пропорциональна квадрату расстояния между ними. Ньютон показал неразрывную
связь, взаимообусловленность законов Кеплера и закона изменения действия
силы тяготения обратно пропорционально квадрату расстояния. Законы движения
планет представляли как следствия закона всемирного тяготения. Причину и
природу тяготения Ньютон не считал возможным обсуждать, не имея на этот
счет достаточного количества фактов.
Космология Ньютона.
Несмотря на свой знаменитый девиз '' Гипотез не измышляю ! '', Ньютон как
мыслитель крупнейшего масштаба не мог не задумываться и над общими
проблемами мироздания. Так, в частности, он распространил свою теорию
тяготения на проблемы космологии.
Но и здесь он был не склонен давать волю фантазии и стремился
анализировать прямые логические следствия из уже установленных законов.
Распространив закон тяготения, подтвержденный тогда лишь для Солнечной
системы, на всю Вселенную, Ньютон рассмотрел главную космологическую
проблему: конечна или бесконечна Вселенная. Вопрос выглядел так: в каком
случае возможно гравитирующая Вселенная, когда она конечна или когда она
бесконечна? Он пришел к выводу, что лишь в случае бесконечности Вселенной
материя может существовать в виде множества космических объектов-центров
гравитации. В конечной вселенной материальные тела рано или поздно слились
бы в единое тело в центра мира. Это было первое строгое физико-
теоритическое обоснование бесконечности мира.
Ньютон задумывался и над проблемой происхождения упорядоченной
Вселенной . Однако здесь он столкнулся с задачей, для решения которой еще
не располагал научными фактами. Он первым отчетливо осознал, что одних
только механических свойств материи для этого не достаточно. Ньютон
критиковал концепции атомистов и картезианцев, справедливо утверждая, что
только из одних неупорядоченных механических движений частиц не могла
возникнуть вся сложная организация мира. Он считал, что материя сама по
себе пассивна и не способна к движению. И потому, например, для него
тайной являлось начало орбитального движения планет. Для раскрытия этой
тайны оставалось прибегнуть лишю к некой более могучей, чем тяготение силе-
к Богу. Поэтому Ньютон вынужден был допустить божественный '' первый толчок
'', благодаря которому планеты приобрели орбитальное движение, а не упали
на Солнце. Понадобилось всего пол века для того, чтобы в естесвознании
сформулировалась идея естественной эволюции материи, опровергающая
божестенный '' первотолчок ''.
Завершение деятельности Ньютона.
Творчесво Ньютона не ограничивается физикой, математикой и химической
технологией. Однако его работы по хранологии и богословию, написанные в
конце жизни, не несуи на себе печати ньютоновского гения. Ньютон много сил
и времени отдал изучению истории христианства, разработке теологических
вопросов хронологии. Интерес к таким проблемам не удивителен, если
вспомнить, в какое бурное время жил Ньютон.
В результате напряженного умственного труда происходит срыв
психики ученого и в течении нескольких лет ( 1690-1693 ) он оказывается
нетрудоспособным.
Согласно преданию, психическое расстройство произошло после
пожара в доме Ньютона, в результате которого погибли его рукописи по оптике
и механике.
Последние 30 лет жизни Ньютона прошли в октивной административной
деятельности, в атмосфере обеспеченности, почета и громкой славы. Он-
депутат парламента, главный директор Монетного двора, с 1703 года
–президент Королевского общества, в 1705 году королева делает его ''
сэром Исааком ''. Почти до самой смерти (31 марта 1727 года) он был
абсолютно здоров и активен, несмотря на то, что родился преждевременно и
был настолько хилым и балезненным ребенком, что домашние считали его не
жильцом на этом свете. Аскетичный образ жизни, скромность и умеренность во
всем позволили ему прожить долгую жизнь, полностью отданую науке. Сам
Ньютон понимал, что все, созданное им, не есть окончательная победа разума
над силами природы, что познание мира бесконечо: '' Не знаю, чем я могу
казаться миру, но сам себе я кажусь только мальчиком, играющем на морском
берегу, развлекающимся тем,что до поры до времени, отыскиваю камешек более
цветистый, чем обыкновенно, или красивую раковину, в то время как великий
океан истины расстилается передомной неисследованным''.
Линей, его жизнь и идеи .
Шведский естествознатель член Парижской АН ( 1762 ). Получил мировую
известость благодаря сосданой им системе растительного и животного мира.
Родился в семье деревенского пастора. Изучал естествознание и медицинские
науки в Лундском (1727)и Упсальском ( с 1728 ) университетах . В 1732
совершил путешествие по Лапландии, результатом которого явился труд ''Флора
Лапландии''. В 1735 переехал в город Хартекамг ( Голландия ), где заведовал
батоническим садом, защитил докторскую диссертацию '' Новая гипотеза
перемежающихся лихорадок ''. В том же году опупликовал книгу ''система
природы''. С 1731 занимался в Стокгольме врачебной практикой, в 1739
возглавил морской госпиталь, добился права вскрывать трупы с целью
определения причины смерти. Участвовал в создании шведской АН и стал ее
первым президентом ( 1739 ). С 1741 руководитель кафедры в Упсальском
университете, в котором преподавал медицину и естествознаниею. Линей
способствовал широкому введению естественных наук в систему
университетского боразования.
Созданная Линеем система растительного и животного мира
завершила огромный труд ботанику и зоологов первой половины 18 века. Одна
из главных заслуг Линея в том, что в '' Системе природы '' он применил и
ввел в употребление так называемую бинарную номенклатуру, согласно которой,
каждый вид обозначается двумя латинскими названиями-родовым и видовым.
Линей орпеделил понятие '' вид '', пользуясь как морфологическими так и
сходство в пределах потомства одной семьи ) так и физиологическими (наличие
плодовитого потомства) критериями, и установил четкое соподчинение между
систематическими категориями: класс, отряд, род ,вид, вариация.
В основу классификации растений Линей положил число, величину
и расположение тычинок и пестиков цветка, а также признак одно-,дву- или
многоданности растения, так как считал, что органы размножения-самые
существенные и постоянные части тела у растений. На основе этого принципа
он делил все растения на 24 класса. Благодаря простоте примененной им
номеинклатуры значительно облегчились описательные работы, виды и получили
четкие характеристики и названия. Сам Линей открыл и описал около 1500
видов растений.
Всех животных Линей делил на 6 классов: млекопитающие, птицы,
амфибии, рыбы, черви и насекомые. В класс амфмбий входили земноводные и
пресмыкающиеся, к классу червей он отнес все известные в его время формы
беспозвоночных, кроме насекомых. Одно из достоинств этой классификации в
том, что человек был включен в систему животного царства и отнесен к классу
млекопитающих,к отряду приматов. Классификации растений и животных,
предложенные Линеем с совраменной точки зрения искуственны, так как они
основаны на небольшом числе произвольно взятых признаков и не отражают
действительности родства между разными формами. Так, на основании одного
лишь общего признака- строения клюва-Линей относил страуса,павлина икурицу
к одному отряду. Создавая искственность своей системы, Линей пытался
построить '' естественную'' систему основанную на совокупности многих
признаков, но не достиг цели.
Линей был противником идеи исторического развития мира, он считал,
что число видов остается постоянным, со времени их '' сотворения '' они не
изменились, а потому задача систематики-раскрытие порядка в природе,
установленного '' творцом ''. Однако огромный опыт, накопленный Линеем, его
знакомство с растениями из различных местностей не могли не поколебать его
метафизических представлений. В последних трудах Линей в очень осторожной
форме высказывал предположение, что все виды одного рода. Составляли в
начале один вид, и допускал возможность появления новых видов,
образовавшихся в результате скрещиваний между уже существовавшими видами.
Линей классифицировал также почвы и минералы, человеческие
рассы, болезни ( по симптомам ), открыл ядовитые и целебные свойства многих
растений. Линей-автор ряда трудов, главным образом по ботанике и зоологии,
а также в области теоритической и практической медицины (''Лекатстенные
вещевства'', ''Роды болезней'', ''Ключ к медицине'').
Библиотеки, рукописи и коллекции Линея были проданы его вдовой
английскому ботанику Смиту, который основал ( 1788 ) в Лондоне ''Линневское
общество'', существующее и ныне как один из крупнейших научных центров.
Карл Линей своей искуственной классификацией ( в единственно
возможной тогда форме ) подытожил длительный исторический период
эмпирического накопления биологических знаний. Вместе с тем Линей осваивал
ограниченность искуственной системы и ее возможности. ''Искуственная
система-писал он-служит только до тех пор, пока не найдено естественное.
Первая учит только распознавать растения. Вторая научит нас познать природу
самого растения ''.* Естественная система есть идеал, к которому должны
стремиться ботаника и зоология. ''Естественный метод есть последняя цель
ботаники '',-отличал Линей,** его способность в том, что он включает все
возможные признаки. Он приходит на помощь всякой системе, закладывает
основания для новых систем. Неизменный сам по себе, он стоит непоколебимо,
хотя открываются все новые и новые бесконечные роды. Благодаря открытию
новых видов, он лишь совершенствуется путем устранения излишних
примет.''*** То, что Линей называет ''естественным методом '', есть, в
сущности, некоторая фундаментальная теория живого.
__________________________________________________________________
*Цитата по: Амлинский И.Е.''Филофофия ботаники'' Линея:содержание и
критический анализИдея развития в биологии. Москва, 1965
**Там же стр. 33
***Цитата по:Амлинскому И.Е.
| |
