Enheten i den kjemiske sammensetningen av mennesket, jorden og universet. Hva er i universet og hvordan det fungerer. Hypoteser om opprinnelsen til planetene i solsystemet

Ingenting i hele universet eksisterer
Bare flyturen deres. Jordens flukt og stjernenes flukt,
og stein. Og han bærer mine sorger bort...
Paul Eluard

Hva er saken? Hvordan manifesteres verdens materielle enhet? Er det mulig, ved å studere sammensetningen og bevegelsen til kosmiske kropper, å rekonstruere bildet av utviklingen av systemet? Hva er forskjellen mellom levende og ikke-levende?

Leksjon-konferanse

FORMÅLET MED KONFERANSEN. Ta med og systematiser fakta som indikerer verdens materielle enhet i sammenheng med dens utvikling.

KONFERANSEPLAN

1. Generelle mønstre i kroppens bevegelse og kjemiske sammensetning solsystemet. 2. Enheten i den kjemiske sammensetningen av objekter i universet. Observasjonsresultater. 3. Enheten i manifestasjonen av fysiske lover i universet. 4. Forskjellen mellom levende og ikke-levende materie.

Den materielle enheten i verden vi lever i, manifesteres først og fremst i enheten i den kjemiske sammensetningen av objektene i universet. Nesten alle elementene i det periodiske systemet har blitt oppdaget i dype romobjekter. For eksempel ble helium oppdaget som et resultat av spektrale observasjoner av solen, og deretter funnet på jorden. Universet i den tidlige epoken av sin utvikling var hydrogen-helium. Dannelse av tyngre kjemiske elementer(opp til jern) forekommer bare i stjernenes tarm. Grunnstoffer tyngre enn jern syntetiseres av moderne ideer bare under supernovaeksplosjoner, som oppstår som et resultat av utviklingen av supermassive stjerner. Planetsystemer er tilsynelatende født sammen med enkeltstjerner av andre generasjon. Alderen til solen vår og solsystemets kropper er estimert til 4,5 milliarder år. Solen er en andre generasjons stjerne. Sammensetningen av gass- og støvskyen som stjerner og planeter ble dannet fra, inkluderte allerede tunge grunnstoffer.

Et annet bevis på verdens materielle enhet er enheten i naturlovene, bekreftet av observasjoner, manifestert i universet. Spesielt er de enhetlige egenskapene til rom-tid i den observerbare verden assosiert, ifølge moderne konsepter, med den uforanderlige oppfyllelsen av lovene om bevaring av energi, momentum og vinkelmomentum. Til slutt er den materielle enheten i verden bevist av den observerte dialektiske enheten og samspillet mellom hovedtypene av materie - substans, felt. Verdens enhet manifesteres også i det faktum at egenskapene til vår verden er beskrevet av verdenskonstanter: Boltzmann-, Planck-, gravitasjons- og lyshastighetskonstanter, som er inkludert i de grunnleggende fysiske lovene.

Levende og ikke-levende ting har lignende kjemisk oppbygning. Som allerede nevnt i § 39, karakteristisk trekk molekyler assosiert med liv er asymmetri med hensyn til speilrefleksjon.

MELDING 1. Grunnleggende mønstre i solsystemet. Bevegelse, struktur og kjemisk sammensetning av himmellegemer. Analyse av dataene i den gitte tabellen. Avstander i solsystemet måles med et spesielt mål - astronomisk enhet. 1 a. e. = 149,6 millioner km. Dette er den gjennomsnittlige avstanden fra jorden til solen. Jordens radius er 6378 km, jordens masse er 5,97 10 24 kg.

Informasjonskilder

1. Gurshtein A. A. Himmelens evige hemmeligheter / A. A. Gurshtein. - M.: Utdanning, 1991.
2. Dagaev M. M. Lesebok om astronomi / M. M. Dagaev. - M.: Utdanning, 1980.

MELDING 2. Enheten av den kjemiske sammensetningen av objekter i universet.

Informasjonskilder

1. Hawking S. Fra det store smellet til sorte hull / S. Hawking. - M., 1990.
2. Dolgov A. D., Univers, liv, sinn / A. D. Dolgov, Ya. - M., 1987.
3. Materie og antimaterie i universet // Naturen. - 1982. - Nr. 8,

MELDING 3. Enhet av fysiske lover.

Informasjonskilder

1. Chernin A.D. Tids fysikk / A.D. Chernin. - M.. 1987.
2. Novikov I. D. Gravitasjon av sorte hull / I. D. Novikov. - M., 1986.

MELDING 4. Levende og ikke-levende stoffer. Kiralitet av biomolekyler.

Informasjonskilder

1. Inas M. O. levende tings natur: mekanismer og M. Inas. - M.. 1994.
2. Dokina R. Egoistisk gen / R. Dawkins. - M betydning / ., 1993

Den materielle verden er én. Enheten av den kjemiske sammensetningen av objekter i universet indikerer en felles opprinnelse og generelle evolusjonslover. Gjennom det observerbare universet er de samme lovene oppfylt, hvorav de viktigste er bevaringslovene. Levende og ikke-levende stoffer har felles og forskjellige kjemiske sammensetninger og molekylære strukturer.

Kjemisk grunnstoff I jord, % I levende organismer, % oksygen 4970 karbon 218 hydrogen 0,59,9 nitrogen 0,10,3 kalsium 1,370,3 kalium 1,360,3 silisium 330,15 fosfor 0,080,07 magnesium 0,630, 8,007 jern, 8,007, 8,007 um 7.10.02 natrium 0.630.02 klor 0.01 mangan 0.080.001 titan 0.460.0001 Innhold av noen kjemiske grunnstoffer i jord og levende organismer

Levende og livløs natur består av de samme grunnstoffene, men disse grunnstoffene danner forskjellige stoffer: organisk - i levende natur, uorganisk - i livløs natur.. Makroelementer: O, C, H, N, Mg, K, Ca, Na, P, S Mikroelementer: Fe , Al, Na, Mn, B, Cl... Elementer av levende natur

CO 2 vann oksygen glukose lys Fotosyntese er prosessen med transformasjon uorganiske stoffer c organisk under påvirkning av lys i nærvær av klorofyll 6​CO H 2 O C 6 H 12 O O 2 klorofyll, lett n C 6 H 12 O 6 (C 6 H 10 O 5) n + n H 2 O enzymer stivelse glukose

Funksjoner av proteiner i kroppen Konstruksjon Del av cellekjerner, cytoplasma og membraner Transport Delta i overføring av næringsstoffer (blodplasmaproteiner) og gassformige stoffer (hemoglobin) Beskyttende del av antistoffer, delta i immunprosessen Katalytiske biologiske katalysatorer (enzymer) ) akselerere kjemiske prosesser i i kroppen Motor Kontraktive muskelproteiner (aktin og myosin) sikrer muskelfunksjon Informasjonsmessig Mange hormoner er proteiner som frakter informasjon fra de endokrine kjertlene til organene Energi Når 1 g protein brytes ned, frigjøres 17,6 kJ

Karbohydraters funksjoner i kroppen Lagring Kroppens reservenæringsstoff er glykogen. Energi Den viktigste energikilden for kroppen når 1 g karbohydrater brytes ned, frigjøres 17,6 kJ Konstruksjon nukleinsyrer, danner det intercellulære stoffet i bindevev Beskyttende Samvirke i leveren med mange giftige forbindelser, og omdanner dem til ufarlige og lettløselige stoffer

Funksjoner av fett i kroppen Konstruksjon Inkludert i cellemembraner Energi Brukes av kroppen som energireserve når 1 g fett brytes ned, frigjøres 38,9 kJ. Noen hormoner dannes fra fett og biologisk aktive stoffer, deres derivater er involvert i funksjonen til synapser i nervesystemet

For å forstå universets struktur og utvikling er spørsmålet om den kjemiske sammensetningen av materie i universet veldig viktig.

Som du vet, består hvert stoff av atomer. Rundt 90 forekommer naturlig på jorden. forskjellige typer atomer; I tillegg er flere nye typer atomer oppnådd kunstig. Et stoff som er dannet av bare én type atomer kalles et grunnstoff. Atomer av de fleste grunnstoffer er i stand til å kombinere med hverandre eller med atomer av andre grunnstoffer for å danne molekyler; de spesifikke lovene for en slik forening er gjenstand for studiet av kjemi. Enhver materialformasjon - fra den hardeste (diamant) til gassformig, fra organiske forbindelser menneskekroppen til de fjerneste galaksene - representerer ulike kombinasjoner av de samme grunnelementene.

Det enkleste grunnstoffet er hydrogen. Atomet består av bare to partikler - et elektron og et proton. Det neste enkleste elementet er helium, som hvert atom inneholder seks partikler: to protoner og to nøytroner som ligger i sentrum danner kjernen, og to elektroner, koblet til kjernen ved elektrisk tiltrekning, roterer rundt den i baner. De viktigste forskjellene mellom atomer skyldes det forskjellige antallet protoner i kjernene deres. Nå er alle atomer kjent hvis kjerner inneholder fra 1 til 92 protoner. Det mest komplekse elementet som finnes i naturen er uran; atomkjernen inneholder 92 protoner og omtrent 140 nøytroner, og 92 elektroner går i bane rundt den. Grunnstoffer med mer enn 92 protoner i kjernen og oppnådd kunstig (for eksempel neptunium og plutonium) er ustabile (radioaktive) og forfaller ganske raskt. Derfor ble de ikke funnet naturlig på jorden.

Under den spektroskopiske studien av astronomiske objekter blir de samme elementene oppdaget i hele universet som er tilgjengelig for oss *. Den relative mengden av grunnstoffer som finnes på jorden finnes imidlertid ikke i andre deler av universet. Dermed er omtrent 90 % av alle atomer i universet hydrogenatomer; resten er for det meste heliumatomer. Tyngre atomer, som er vanlige på vår planet Jorden, utgjør bare en ubetydelig del av universet. Det er klart at jorden ble dannet under spesielle forhold, ikke typisk for den gjennomsnittlige statistiske fordelingen av elementer i universet, at det først ikke var noen komplekse atomer i universet, men senere en måte å syntetisere komplekse elementer fra lettere og enklere. ble formert. Når og hvordan en slik "fabrikk" av kjemiske elementer ble dannet er et av de sentrale problemene i moderne naturvitenskap, som ligger i "krysset" mellom astronomi, kjemi og fysikk.

* Helium ble oppdaget på solen (som navnet antyder), og tidligere enn på jorden.

Stjerner

Stjerne - gasskule

Stjernene er fjerne soler. Stjerner er enorme, varme soler, men så fjernt fra oss sammenlignet med planetene i solsystemet at selv om de skinner millioner av ganger sterkere, virker lyset deres relativt svakt for oss.

Når du ser på den klare nattehimmelen, kommer linjene til M.V. Lomonosov:

En avgrunn har åpnet seg, full av stjerner,

Stjernene har ingen tall, avgrunnen har ingen bunn.

Rundt 6000 stjerner kan sees på nattehimmelen med naken gass. Når lysstyrken til stjernene avtar, øker antallet, og selv enkel telling av dem blir vanskelig. Alle stjerner med lysstyrke enn 11. størrelsesorden ble talt "bit for bit" og innført i astronomiske kataloger. Det er omtrent en million av dem. Totalt er rundt to milliarder stjerner tilgjengelige for vår observasjon. Det totale antallet stjerner i universet er estimert til 10 22.

Størrelsen på stjerner, deres struktur, kjemiske sammensetning, masse, temperatur, lysstyrke osv. varierer. Dvergstjerner er på størrelse med jorden eller mindre. Stjerners maksimale masse er omtrent 60 solmasser.

Avstandene til stjernene er også svært forskjellige. Lyset fra stjernene i noen fjerne stjernesystemer reiser hundrevis av millioner lysår til oss. Den nærmeste stjernen til oss kan betraktes som den første stjernen α-Centauri, som ikke er synlig fra Russlands territorium. Den ligger 4 lysår fra Jorden. Et budtog som kjører ustanselig med en hastighet på 100 km/t, ville nå det om 40 millioner år!

Hovedtyngden (98-99%) av synlig materie i den delen av universet vi kjenner til er konsentrert i stjerner. Stjerner er kraftige energikilder. Spesielt livet på jorden skylder sin eksistens til solstrålingsenergi. Saken om stjerner er plasma, dvs. er i en annen tilstand enn materie under våre vanlige terrestriske forhold. (Plasma er den fjerde (sammen med fast, flytende, gassformig) tilstand av materie, som er en ionisert gass der positive (ioner) og negative ladninger (elektroner) i gjennomsnitt nøytraliserer hverandre.) Derfor er en stjerne strengt tatt. ikke bare en gasskule, men en plasmakule. På de senere stadiene av stjerneutviklingen går stjernestoff over i tilstanden av degenerert gass (hvor den kvantemekaniske påvirkningen av partikler på hverandre påvirker dens fysiske egenskaper- trykk, varmekapasitet, etc.), og noen ganger nøytronmateriale (pulsarer - nøytronstjerner, burstere - kilder røntgenstråling og så videre.).

Stjerner inn verdensrommet ujevnt fordelt. De danner stjernesystemer: flere stjerner (doble, trippel, etc.); stjernehoper(fra flere titalls stjerner til millioner); galakser er grandiose stjernesystemer (vår galakse, for eksempel, inneholder ca. 150-200 milliarder stjerner).

I vår galakse er stjernetettheten også veldig ujevn. Den er høyest i regionen til den galaktiske kjernen. Her er den 20 tusen ganger høyere enn gjennomsnittlig stjernetetthet i nærheten av Solen.

De fleste stjerner er i stasjonær tilstand, dvs. ingen endringer observeres fysiske egenskaper. Dette tilsvarer en tilstand av likevekt. Imidlertid er det også stjerner hvis egenskaper endres på en synlig måte. De kalles variable stjerner Og ikke-stasjonære stjerner. Variabilitet og ikke-stasjonaritet er manifestasjoner av ustabiliteten til stjernens likevektstilstand. Variable stjerner av noen typer endrer tilstanden på en vanlig eller uregelmessig måte. Det bør også bemerkes nye stjerner, der utbrudd forekommer kontinuerlig eller fra tid til annen. Under blink (eksplosjoner) supernovaer Spørsmålet om stjerner kan i noen tilfeller være fullstendig spredt i verdensrommet.

Den høye lysstyrken til stjerner, opprettholdt i lang tid, indikerer frigjøring av enorme mengder energi i dem. Moderne fysikk indikerer to mulige energikilder - gravitasjonskompresjon, som fører til utgivelsen gravitasjonsenergi, Og termonukleære reaksjoner, som et resultat av at kjernene til tyngre elementer syntetiseres fra kjernene til lette elementer og en stor mengde energi frigjøres.

Beregninger viser at energien til gravitasjonskompresjon ville være tilstrekkelig til å opprettholde solens lysstyrke i bare 30 millioner år. Men fra geologiske og andre data følger det at solens lysstyrke har holdt seg omtrent konstant i milliarder av år. Gravitasjonskompresjon kan tjene som en energikilde bare for svært unge stjerner. På den annen side foregår termonukleære reaksjoner med tilstrekkelig hastighet bare ved temperaturer som er tusenvis av ganger høyere enn overflatetemperaturen til stjerner. Således, for solen, er temperaturen ved hvilken termonukleære reaksjoner kan frigjøre den nødvendige mengden energi, ifølge forskjellige beregninger, fra 12 til 15 millioner K. En slik kolossal temperatur oppnås som et resultat av gravitasjonskompresjon, som "tenner" den termonukleære reaksjonen. Dermed er vår sol for tiden en saktebrennende hydrogenbombe.

Noen (men neppe de fleste) stjerner antas å ha sine egne planetsystemer, som ligner på vårt solsystem.

1.2 Universets utvikling. Prosessen med stoffdannelse

Det var et øyeblikk til, spesielt i løpet av fysiske prosesser i det ekspanderende universet etter Big Bang. Elektroner og positroner, skapt ved høye temperaturer som følge av kollisjonen av høyenergipartikler, sluttet å skapes da temperaturen falt til flere milliarder grader. Energien til kolliderende partikler ble utilstrekkelig for dannelsen. De eksisterende elektronene og positronene utslettes og fotoner produseres. Dermed øker antallet fotoner. Etter en tid avsluttes utslettelsesprosessen. Dermed, ved slutten av den andre perioden på 5 minutter, slutter prosessene i det varme tidlige universet. Temperaturen synker under én milliard grader. Universet slutter å være varmt. Derfor begynner en periode med helt andre prosesser, som varer tre hundre tusen år.

På dette tidspunktet er det ingen atomer ennå. Saken i universet er plasma, det vil si bare nakne kjerner uten orbitale elektroner. Dette plasmaet er "fylt" med fotoner. Det er derfor det kalles fotonplasma. Den er ugjennomsiktig for fotoner. Lys, med trykket, rister det bare litt, og danner "fotonlyd". Hovedlederen for alt som skjer i det ekspanderende universet i alle tre periodene er temperatur. Universet utvider seg ikke bare, men avkjøles samtidig (eller rettere sagt, derfor). Når temperaturen synker til fire tusen grader, skjer et nytt hopp i prosessenes natur: nøytrale atomer begynner å dannes. Plasmaet slutter å være fullstendig ionisert. Antall nøytrale atomer øker. De dannes som et resultat av akkumulering av elektroner i hydrogen- og heliumkjernene som finnes i plasmaet. Slik fremstår nøytralt hydrogen og helium i det ekspanderende universet. Da plasmaet begynte å bli en nøytral gass, ble det gjennomsiktig for fotoner. Det var i dette øyeblikket, tre hundre tusen år etter Big Bang, at fotoner brøt ut av et så langt fangenskap (kalt epoken med fotonplasma) og skyndte seg til de fjerneste hjørnene av universet. Disse kvalitative endringene fikk vidtrekkende konsekvenser. Den viktigste er tilsynelatende at det tidligere homogene plasmaet, nå omdannet til en nøytral gass, var i stand til å samle seg til klumper. Og dette er det første skrittet mot dannelsen av galakser og alle himmellegemer generelt. Hvorfor kunne ikke dette skje i plasma? Fordi den dannede klumpen av plasma låste fotoner inne i seg selv, som utøvde et enormt press på den innenfra og brøt den. Klumpen vokste ikke videre, men kollapset tvert imot. Plasmaet ble homogent igjen. Men når fotonene, som damp fra en sprengende ballong, ble sluppet ut, var det ingenting i veien for at det nøytrale stoffet klumpet seg til klumper.

Først og fremst oppstår et naturlig spørsmål: hvordan vet vi at universet utvider seg? Dette er på ingen måte åpenbart. Tvert imot, i alle epoker ble det antatt at universet var stasjonært, det vil si startet en gang, som en klokke, og det var bare viktig å finne ut hvordan mekanismen til denne klokken fungerer. Men det viste seg at mekanismen til universet endres over tid. Universet utvikler seg, utvikler seg, det vil si at det er ikke-stasjonært. Den første som tenkte på dette var den sovjetiske fysikeren A. Friedman, som jobbet i Petrograd på 1920-tallet. Han løste strengt tatt matematisk ligningene til A. Einsteins gravitasjonsteori og slo fast at universet ikke kan være stasjonært, det må kontinuerlig endre seg og utvikle seg. Hvis vi aksepterer dens stasjonaritet, bør den under påvirkning av attraktive krefter gradvis komprimeres. Kompresjon under påvirkning av tyngdekraften kan forhindres av krefter som oppstår fra sirkulære bevegelser til legemer i deres baner, slik tilfellet er i solsystemet. I elliptiske galakser trer en annen motvirkning i kraft – bevegelse av kropper i svært langstrakte baner. Når det gjelder hele universet, er verken den ene eller den andre forklaringen mulig, siden for å balansere virkningen av gravitasjonskrefter ville det være nødvendig å akselerere det til hastigheter som overstiger lysets hastighet. Og dette er forbudt av fysikkens lover. Det viser seg at det ikke er noe som balanserer gravitasjonskreftene i universet.

A. Einstein tok også for seg dette problemet og fant en utvei ved å modifisere gravitasjonsteoriens ligninger på en slik måte at tiltrekningskreftene ble balansert av visse frastøtende krefter han introduserte, som ifølge hans antagelse skulle virke mellom kl. alle legemer i universet (sammen med tiltrekningskreftene). Så han skaffet seg noe ulovlig statistiske løsninger som beskriver det stasjonære universet. Han publiserte et svar på Friedmans arbeid publisert i slutten av juni 1922 i det tyske «Physical Journal», der han indikerte at han hadde funnet en feil i A. Friedmans beregninger, og de riktige løsningene ga et stasjonært univers. Bare nesten et år senere (i mai 1923)

A. Einstein var overbevist om at A. Friedman hadde rett, og han innrømmet det offentlig.

I prosessen med dannelse av materie i universet spiller nøytrinoer en stor rolle. På det første stadiet (i de første sekundene etter eksplosjonen) jevner nøytrinoen ut tilfeldig forekommende inhomogeniteter i materietettheten i universet. Dette var mulig fordi nøytrinoer hadde høye energier (hastigheter nær lysets hastighet). Men utjevning av materiens tetthet skjer bare på små romlige skalaer (ifølge kosmiske konsepter). Men over tid, på grunn av utvidelsen av universet, mister nøytrinoer energien sin. Omtrent 300 lysår etter starten av ekspansjonen er nøytrinoer som faller inn i en tetthetskondensasjon (klump) ikke lenger i stand til å komme seg ut av den, de har ikke nok energi til å gjøre dette. De forhindrer ikke lenger dannelsen av inhomogeniteter når det gjelder universet.

Evolusjon av stjerner

2.1 Stjernedannelse fra gass

En hypotese antyder at stjerner er dannet av gassformig materie, den samme gassformen som fortsatt observeres i galaksen. Fra det øyeblikket massen og tettheten til et gassformig stoff når en viss, kritisk verdi, begynner det gassformige stoffet, under påvirkning av sin egen tiltrekning, å komprimere og bli tettere. I dette tilfellet dannes først en kald gasskule. Men kompresjonen fortsetter, og temperaturen på gasskulen øker. Den potensielle energien til partikler i det attraktive feltet til en gasskule blir mindre når de nærmer seg sentrum. En del av den potensielle energien omdannes til termisk energi.

Da vil gasskulen varmes opp, den vil begynne å avgi termisk energi gjennom stråling fra overflatelagene. Derfor vil det avkjøles først i overflatelaget, og deretter i dypere lag. Hvis det ikke hadde dukket opp nye energikilder i denne gasskulen (stjernen), ville kompresjonsprosessen ganske raskt ført til at energien forsvant og stjernen ble utryddet. All energien ville bli båret bort av stråling. Men i virkeligheten er denne prosessen mer kompleks. Som et resultat av kompresjon blir de sentrale områdene av stjernen oppvarmet til svært høye temperaturer. De ligger svært dypt og opplever derfor nesten ingen kjølende effekt, som er forårsaket av stråling fra overflatelagene. Når temperaturen i den sentrale regionen når flere millioner grader, begynner det å oppstå termonukleære reaksjoner i den. De er ledsaget av utgivelsen stor kvantitet energi.

Dermed er den første perioden med stjernedannelse en periode med kompresjon. Det varer til termonukleære reaksjoner begynner å skje i den sentrale delen av stjernen. Ettersom kompresjonsperioden fortsetter, øker temperaturen på stjernen. Derfor blir spektraltypen til stjernen tidligere. Når det gjelder lysstyrken til stjernen, vil økningen i kompresjonsperioden lettes av en økning i overflatetemperaturen, samt en økning i gjennomsiktigheten til det oppvarmede materialet. Derfor vil stråling fra dypere og varmere lag komme direkte ut fra stjernen. Men reversmekanismen fungerer også. Å redusere stjernens radius vil redusere lysstyrken. Eksperter vurderte den kombinerte effekten av alle mekanismer og kom til den konklusjon at i løpet av perioden med komprimering av stjernen er det fortsatt en liten økning i lysstyrken til stjernen. Det er grunnen til at i spektrum-luminositetsdiagrammet fortsetter evolusjonen i kompresjonsperioden langs linjer som går fra høyre til venstre og stiger litt oppover. Dette er vist i figur 17. Forskjellen i utviklingslinjene på diagrammet bestemmes av forskjellen i massene til gasskyene som stjernene ble dannet av. Jo større masse, jo større lysstyrke, jo høyere går utviklingslinjen på diagrammet.

Når kompresjonsperioden går mot slutten og temperaturreaksjoner begynner å skje inne i stjernen, befinner alle stjernene seg på hovedsekvensen til spektrum-luminositetsdiagrammet. I en termonukleær reaksjon omdannes hydrogen til helium. I dette tilfellet danner fire protoner (fire kjerner av et hydrogenatom) kjernen til et heliumatom. Den resulterende overskuddsmassen omdannes til energi: omtrent 0,007 av massen til stoffet i denne reaksjonen omdannes til strålingsenergi.

Kompresjonen av stjernen stopper fordi energi kommer fra termonukleære reaksjoner som motvirker kompresjonen. Den kompenserer for energiforbruket for stråling. Så lenge alt skjer på denne måten, vil stjernen opprettholde konstant sine grunnleggende fysiske egenskaper - radius, temperatur, lysstyrke. Det vil forbli på spektrum-luminositetsdiagrammet på hovedsekvenslinjen. Men etter en tid vil hydrogenet i den sentrale delen av stjernen gå tom. Som et resultat bør stjernens radius øke, og temperaturen skal synke. Lysstyrken vil øke litt. Dette betyr at stjernen vil begynne å skifte fra hovedsekvensen til høyre og oppover. Hastigheten på dette skiftet avhenger av graden av hydrogenutbrenning, som igjen avhenger i svært stor grad av temperaturen. Hastigheten av termonukleære reaksjoner er omtrent proporsjonal med temperaturens 15. potens! Derfor forlater de stjernene som når en høyere temperatur i de sentrale områdene hovedsekvensen raskere og beveger seg raskere til høyre og opp på diagrammet. På den annen side er temperaturen i de sentrale områdene høyere for stjerner med store masser. Disse stjernene har et sterkt gravitasjonsfelt og større gravitasjonspotensialenergi. Det er denne energien som omdannes til termisk energi under kompresjon.

Av disse grunnene beveger stjerner med store masser og høy lysstyrke seg fra hovedsekvensen til høyre og raskere oppover. Samtidig beveger de seg i retning av den delen av diagrammet der den gigantiske grenen befinner seg. Figur 1 viser at stjerner med store masser og derfor høye lysstyrker utvikler seg raskere, og blir til røde kjemper når stjerner med lavere masser bare har beveget seg litt bort fra hovedsekvenslinjen.

Figur 1. Evolusjonære bevegelser av stjerner på spektrum-luminositetsdiagrammet etter utmattelse av hydrogen i de sentrale områdene

Det kommer et øyeblikk da alt hydrogenet i den gigantiske stjernen har brent ut. Samtidig vil de nå det røde kjempestadiet. Da vil kompresjonen av deres kjerne, som består av helium, føre til en ytterligere økning i temperaturen. Det øker til verdier på mer enn 100 millioner grader. Så begynner en ny termonukleær reaksjon, som et resultat av at kjernene til et karbonatom dannes fra tre kjerner av heliumatomer. Og denne reaksjonen er ledsaget av et tap av masse og frigjøring av strålingsenergi. Som et resultat øker temperaturen på stjernen. Stjernen begynner sin nye bevegelse på spektrum-luminositetsdiagrammet.

De fleste forskere tror at universets alder er 14 milliarder år. Big Bang-teorien anses også som bevist, men årsakene er fortsatt kun beskrevet av hypoteser. Spesielt antyder en av teoriene at årsaken var vibrasjoner av kvanter i et vakuum, og ifølge strengteori var årsaken til eksplosjonen en ytre påvirkning. I denne forbindelse stiller en rekke forskere spørsmålstegn ved universets unike, og tror at det er flere eller til og med et uendelig antall av dem, siden de stadig dannes.

Etter Big Bang gikk universet gjennom et stadium med rask ekspansjon. Det antas at den saken vi er kjent med ennå ikke eksisterte på det tidspunktet. Det dukket opp senere fra energien skapt av Big Bang. De første stjernene dukket opp ikke tidligere enn 500 millioner år etter Big Bang. Det skal bemerkes at prosessen med utvidelse av universet fortsetter til i dag.

Generelt vil de fleste av de globale prosessene i universet, som dets ekspansjon, ha liten innvirkning på livet på jorden i overskuelig fremtid.

Sammensetningen av universet

Som forskere påpeker, er den viktigste i universet 75% av det. Dessuten er hovedelementene i hele det omkringliggende rommet helium og karbon. Det meste av universet er okkupert av den såkalte mørke energien og mørk materie er lite studert, og ideer om dem er for det meste abstrakte. Det vanlige stoffet tar opp bare 5-10%.

Hovedformen for organisering av materie i universet er stjerner og planeter. De danner galakser - klynger der himmellegemer oppleve gjensidig tiltrekning og påvirke hverandre. Disse systemene er forskjellige i form, f.eks. Melkeveien tilhører spiralgalakser.

Galakser forenes i grupper, og de i sin tur til superklynger. Solsystemet ligger i Melkeveien, som i sin tur tilhører Jomfru-superhopen. Det skal bemerkes at jorden ikke ligger i sentrum av universet, men heller ikke i utkanten av universet.

Solen er en relativt liten stjerne på skalaen til universet.

I tillegg til stjerner og planeter er det andre objekter i universet, for eksempel kometer. Selv om banen deres er bredere enn planetenes, beveger de seg fortsatt i sin bane. For eksempel passerer Halleys komet nær solen hvert 76. år. En annen kjent kategori av romobjekter er asteroider. De er mindre i størrelse enn planeter og mangler også atmosfære. Asteroider kan utgjøre en reell risiko for jorden - noen forskere tror at forsvinningen av dinosaurer og andre endringer i floraen og faunaen i den perioden kan være assosiert med jordens kollisjon med dette himmellegemet.