Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
Подписываем
- 9 - Наша Галактика
1.Млечный Путь и структура Галактики. Уже к началу нашего века было известно, что те звезды, которые наблюдаются невооружен ным глазом или в телескоп, обра зуют в пространстве сплюснутый звездный диск громадного размера. Мы находимся внутри этого диска и поэтому вблизи его плоскости ви дим очень много далеких звезд. Совокупность этих звезд сливается для нас в светящуюся полосу Млеч ного Пути. Раньше думали, что Солнце расположено вблизи центра звездной системы — Галактики, по тому что яркость Млечного Пути примерно одинакова во всех на правлениях, хотя в нем и сущест вуют отдельные более яркие участ ки. Сейчас мы знаем, что свет самой яркой центральной области Галактики сильно ослабля ется из-за поглощения межзвездной пылью. Лишь наблюдения в инфра красных лучах, которые испытывают меньшее поглощение, позволили «увидеть» наиболее плотную цент ральную область нашей Галактики. Она расположена в созвездии Стрельца.
Эта центральная, наиболее ком пактная область Галактики назы вается ее звездным ядром. Солнце расположено очень далеко от ядра Галактики — на расстоянии 25— 30 тыс. световых лет (8—10 кпк) — вблизи плоскости симметрии звезд ного диска, толщина которого состав ляет несколько тысяч световых лет. Ядро находится в центре звездного, диска Галактики.
Часть звезд нашей Галактики не входит в состав диска, а образует сферическую составляющую (рис.1). Эти звезды концентрируются не к плоскости диска, к ядру Галактики. Диск и сферическая составляющая — основные элементы структуры нашей Га лактики.
Полное число звезд в Галактике можно оценить только ориентиро вочно. Оно составляет несколько сотен миллиардов. Лишь незначи тельная доля всех этих звезд доступ на наблюдениям даже при помощи крупнейших телескопов.
Галактика — это огромный звезд ный остров, диаметр которого пре вышает 100000 св. лет, объединя ющий многие миллиарды самых раз личных звезд. Помимо звезд, в Га лактике содержится много тел не большой массы (например, планет) и очень неоднородная по плотности межзвездная среда (разреженный газ, пыль, космические лучи). Не смотря на большую массу. Галак тика—очень разреженная система: расстояния между соседними звез дами, как правило, измеряются световыми годами.
2.Звездные скопления. Хоро шо известно, что звезды неравно мерно распределены по небу. На пример, вблизи Млечного Пути сла бые звезды встречаются заметно чаще, чем вдали от него. Это не кажущийся эффект. Звезды дейст вительно неравномерно заполняют пространство. Наиболее наглядно это проявляется в существовании групп из большого числа звезд, называе мых звездными скоплениями.
Примером звездных скоплений, хорошо видимых невооруженным глазом, являются скопления Плеяды и Гиады (оба в созвездии Тельца). В Плеядах нормальный глаз видит 5—7 слабых звездочек, располагающихся в виде малень кого ковшика (по этому скоплению удобно проверять остроту зрения). В телескоп в Плеядах заметны сот ни звезд (рис. 2). Гиады — скоп ление не столь компактное, как Плеяды, но оно содержит более яркие звезды. Рядом с Гиадами — красноватый Альдебаран — яр чайшая звезда в созвездии Тельца.
Невооруженным глазом на небе заметно всего несколько скоплений. Но в телескоп их можно видеть сотни. Наблюдения показали, что звездный состав скоплений различен.
Измеряя температуру и светимость звезд скоплений и сверяя их положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела с теорией звездной эволюции, удается оценить возраст скоплений. Оказалось, что некоторые скопления состоят из сравнительно молодых, некоторые — из старых звезд. Звезды внутри скопления имеют близкий возраст и, следовательно, связаны общим происхождением.
Наблюдается два типа скоплений — рассеянные и шаровые. Рассеянные скопления содержат десятки, сотни, а наиболее крупные — тысячи звезд и выглядят в телескоп сверкающей россыпью. Плеяды и Гиады относятся к этому типу. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно ста рые, с возрастом в несколько мил лиардов лет, так и очень молодые, в которых еще сохранились много голубых горячих звезд высокой све тимости. Эти звезды значительно массивнее Солнца, и поэтому (как мы уже знаем) продолжительность жизни у них более короткая, чем у звезд других типов. Существование в рассеянных скоплениях таких звезд говорит о том, что образование скоплений продолжается и в наше время. Сравнительно молодым скоплением являются Плеяды: его возраст около 108 лет.
Рассеянные скопления можно найти не в любой части неба. Почти все они наблюдаются вблизи Млеч ного Пути. Именно там, вблизи плоскости диска Галактики, наи более активно происходит образо вание звезд.
Шаровые скопления по размеру, как правило, больше рас сеянных и содержат сотни тысяч звезд. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-два можно заметить невооруженным глазом или в бинокль, но даже они из-за громадного расстояния видны как крошечные светящиеся пятнышки. На фотографиях шаровые скопления обычно выглядят как целый рой огромного числа звезд (рис. 3). Кажется, что в центре скопления звезды сливаются в сплошную светлую массу. Но на самом деле даже там между звездами достаточно много свободного пространства, что бы они двигались, не сталкиваясь друг с другом. В отличие от рассеянных скоплений, в шаровых мы не наблюдаем молодых звезд. Это очень старые звездные системы. Их возраст трудно точно оценить. Основываясь на теории звездной эволюции, ученые получают оценки возраста наиболее старых скоплений в 13—18 млрд. лет.
Всего в нашей Галактике известно около 150 шаровых скоплений. В отличие от рассеянных звездных скоплений, шаровые скопления слабо концентрируются к полосе Млечного Пути. Зато практически все они наблюдаются в одной половине неба, в центре которой находится созвездие Стрельца. Такая особенность распределения отражает структуру нашей звездной системы — Галактики: в созвездии Стрельца находится ее центр. Шаровые скопления, в отличие от рассеянных, относятся к сферической составляющей Галактики.
1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень сложно.
О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.
Первый способ — наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной скоростью Vt . Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.
Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в. до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей — автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.
Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близ кие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, прак тически неподвижных для наблюда теля звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.
Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость Vt.. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3*10 17 м, перемещается на угол =0,2" в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D*sin =3*1011 м. Значит, тангенциальная скорость состав ляет 3*1011 м в год, или около 10 км/с.
Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую ско рость звезды Vr (рис. 4).
Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную Vt и лучевую Vr по теореме Пифагора: . Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.
Из-за движения звезд вид звезд ного неба со временем должен ме няться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе. Но этот процесс происходит настолько мед ленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже бли жайших звезд стало заметным на глаз.
2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения большого числа звезд — как близ ких, так и далеких от Солнца,— выяснилась общая картина их дви жения. Оказалось, что звезды га лактического диска обращаются во круг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в окрестности Солнца составляет почти 250 км/с. Вместе с ними движется и Солнце. Раз делив длину окружности радиусом, равным расстоянию до центра Галак тики, на скорость, легко найти, что полный период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.
Зная скорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычис лить массу внутренней части Галак тики, используя формулу для кру говой скорости :
Подставляя известные нам числовые значения V=2.5*105 м/с,R=3*1020 м и G=6,7*1011 Н*м2/кг 2, получаем, что M=2,8*1041 кг, или около 140 млрд. масс Солнца. Такую массу имеет все вещество Галакти ки, находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.
Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному, не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскости диска под все возможными углами (рис. 5) Такие звезды имеют относительно Солнца очень большие скорости (до 200—300 км/с). Но относительно центра Галактики средние скорости звезд как сферической составляющей, так и диска приблизительно одинаковы.
Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел Солнечной системы. Действитель но, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг центра в одну сторону и примерно в одной плос кости, а кометы, как и звезды сферической составляющей, движут ся по вытянутым орбитам в самых различных плоскостях.
1.Межзвездный газ. В состав нашей Галактики входят не только звезды. Наблюдения показали, что межзвездное пространство нельзя считать абсолютно пустым. Основная масса межзвездной среды приходит ся на разреженный газ. Этот газ обладает способностью слабо светиться, если горячие звезды осве щают его ультрафиолетовым светом, и излучать потоки радиоволн, которые можно уловить радиотелеско пами. Межзвездный газ имеет при мерно такой же химический состав, как и большинство наблюдаемых звезд. Он преимущественно состоит из легких газов (водорода и гелия).
Большая часть межзвездного газа сосредоточена в пределах диска Галактики, где межзвездная среда образует вблизи плоскости симмет рии диска газопылевой слой тол щиной в несколько сотен световых лет. В пределах этого слоя находится и наше Солнце с окружающими его звездами. Газопылевой слой вместе со звездами диска принимает участие во вращении Галактики.
Даже вблизи плоскости звездного диска концентрация частиц газа очень мала. У поверхности Земли, например, в 1 см3 содержится 3*1019 молекул воздуха, а в меж звездном газе на два кубических сантиметра приходится в среднем только один атом газа. Но меж звездный газ занимает такие боль шие объемы пространства, что его полная масса в Галактике достигает нескольких процентов от суммарной массы всех звезд.
Газ в межзвездном простран стве наблюдается в трех состояниях: ионизованном, атомарном и моле кулярном.
Ионизованный газ. Горячие звезды мощным ультрафиолетовым излучением нагревают и ионизуют окружающий межзвездный газ. Нагре тый газ излучает свет, и поэтому области, заполненные горячим га зом, наблюдаются как светящиеся облака. Они называются светлыми газовыми туманностями. Темпера тура газа в них составляет около 10000 К.
Самая заметная туманность рас положена в созвездии Ориона и на зывается туманностью Орио на. В сильный бинокль или небольшой телескоп она видна как бесформенное облачко со слабым зеленоватым свечением. Это обла ко состоит из горячего ионизован ного газа, масса которого оцени вается примерно в тысячу масс Солнца.
Атомарный газ. Основная масса межзвездного газа в диске Галак тики удалена от горячих звезд и поэтому не ионизована и не излу чает свет. Но такой «невидимый» газ все же можно наблюдать радио астрономическими методами. Было доказано (вначале теоретически, а затем подтверждено наблюдениями), что атомы водорода, входящие в состав межзвездного газа, излу чают радиоволны с длиной волны 0,21 м (с частотой 1420 МГц).
Радиоизлучение нейтрального межзвездного водорода было обна ружено в 1951 г. Многочисленные измерения его интенсивности позво лили установить общую массу газа в Галактике.
Атомарный газ распределен в пространстве неоднородно. Он обра зует облака, между которыми газ более разрежен. Типичные размеры облаков достигают нескольких десят ков световых лет, а средняя кон центрация частиц в них — несколько атомов в 1 см3.
Молекулярный газ. Радионаблю дения обнаружили в межзвездном пространстве в тысячи раз более плотные облака, состоящие из очень холодного газа, температура кото рого не превышает 20—30 К. Из-за низкой температуры и повышенной плотности водород и другие эле менты в этих облаках объединены в молекулы. Поэтому их называют молекулярными. В основном они состоят из молекул H2. Молекулы водорода, в отличие от, атомов, не испускают радиоизлучения. Зато многие другие молекулы, входящие в состав облаков, излучают радио волны на определенных частотах. По радиоизлучению в молекуляр ных облаках было найдено несколь ко десятков молекулярных соедине ний, например СО, СО2, H2O, NН3. Имеются и более сложные молеку лы — формальдегида, этилового и метилового спирта и др. Молекулы могут возникать и существовать только в наиболее плотных газовых облаках. В разреженной межзвезд ной среде под действием ультра фиолетового излучения звезд они быстро распадаются. Масса многих молекулярных облаков превышает 100 тыс. масс Солнца. Это самые массивные образования в диске Галактики.
Полагают, что в молекуляр ных облаках происходит зарождение звезд из газа. Существует и об ратный процесс — в межзвездную среду непрерывно поступает газ, «сбрасываемый» звездами. Мы уже знаем, что звезды, вспыхивающие как новые и сверхновые, теряют часть своей массы. Но и у обычных звезд, таких, как Солнце, на опреде ленном этапе эволюции (после превращения в красный гигант) происходит отделение газовой обо лочки, которая, медленно расширяясь, уходит в межзвездное про странство. Такие расширяющиеся оболочки известны у сотен звезд. Они называются планетарными ту манностями (рис. 6). В центре планетарной туманности всегда наб людается звезда. Причина свечения этих объектов та же, что и у светлых газовых туманностей,— ионизующее ультрафиолетовое излучение горя чей звезды.
2. Межзвездная пыль. В сере дине прошлого века известный рус ский астроном В. Я. Струве обосно вал предположение, что межзвездное пространство не абсолютно прозрач но; свет в нем может поглощаться и рассеиваться, вследствие чего да лекие звезды выглядят слабее, чем можно ожидать. Газ практически не поглощает видимого излучения. По этому, помимо газа, межзвездная среда должна содержать пыль.
Окончательно существование пог лощения света в межзвездной среде было доказано в 30-х годах нашего века. В случае сравнительно близких звезд поглощение почти незаметно:
чтобы световой поток был ослаблен межзвездной средой всего лишь на один процент, свету требуется пройти расстояние в несколько десятков световых лет. Но если расстояние до звезд измеряется тысячами све товых лет, то межзвездная среда ослабляет приходящий от них свет и несколько раз.
Межзвездная среда не только ослабляет свет далеких звезд, но еще и вызывает изменение их цвета. Звез ды, свет которых испытал сильное ослабление, кажутся нам более красными. Это происходит потому, что лучи красного света меньше поглощаются и рассеиваются меж звездными пылинками, чем синие. Измеряя ослабление света звезд на различных длинах волн, можно су дить о свойствах межзвездной пыли. Выяснилось, что межзвездные пы линки очень мелкие — размером около 0,5 мкм. Они состоят в ос новном из углерода, кремния и «намерзших» на них молекул меж звездного газа.
В межзвездном пространстве пыль везде сопутствует газу. На ее долю приходится около 1% от массы газа. Поэтому концентрация пыли всегда выше, а прозрачность среды ниже там, где много газа. Это хорошо видно на примере молекулярных облаков — самых плот ных газовых облаков в межзвезд ной среде. Из-за присутствующей в них пыли они практически не прозрачны и выглядят на небе как темные области, почти лишенные звезд. Редкие звездочки, просве чивающие сквозь их менее плотные части, кажутся сильно покраснев шими. Газопылевые образования, ко торые из-за низкой прозрачности выглядят как темные области, на зываются темными туманностями
(рис. 7).
В ясную ночь, наблюдая Млеч ный Путь даже невооруженным гла зом, можно заметить, что он имеет неровные очертания, а в созвездии Лебедя даже разделяется на два параллельно идущих рукава. Это наглядный результат проекции на Млечный Путь темных туманностей, большинство которых находится вблизи плоскости Галактики.
Происхождение пыли не вполне еще ясно. Теоретические расчеты и наблюдения показали, что пылин ки могут конденсироваться в атмосферах холодных звезд, откуда давление излучения должно выталкивать их в межзвездное пространство.
3. Космические лучи и межзвездное магнитное поле. Помимо разряженного газа и пыли, в межзвездном пространстве с огромной скоростью, близкой к скорости света (300 000 км/с), движется большое число элементарных частиц и ядер различных атомов. Эти частицы летят по всей нашей Галактике в самых различных направлениях. Они называются космическими лучами.
Частицы космических лучей уда ется регистрировать непосредственно при помощи специальных физиче ских приборов — счетчиков быстрых частиц, устанавливаемых на косми ческих аппаратах. Сквозь атмосферу Земли космические лучи пробиться не могут. Сталкиваясь с атомами земной атмосферы, они разбивают их, рождая целые ливни из эле ментарных частиц. Лишь небольшой процент космических частиц избе гает столкновений в атмосфере и достигает Земли высоко в горах. Поэтому в различных странах орга низованы специальные высокогор ные станции по наблюдению и исследованию космических лучей.
Не все космические частицы при ходят к нам из межзвездных глу бин. Многие имеют солнечное проис хождение. Они рождаются главным образом при солнечных вспышках. Однако самые быстрые части цы, летящие с околосветовой ско ростью и обладающие огромной энер гией, приходят в Солнечную систему из далеких просторов Галактики.
Основными источниками косми ческих лучей в Галактике считаются остатки сверхновых звезд и пуль сары — быстро вращающиеся и сильно намагниченные нейтронные звезды.
Мы уже знаем, что остатки сверх новых звезд являются мощными источниками синхротронного радио излучения, которое возникает при движении быстрых электронов в магнитном поле. Но наблюдения показали, что синхротронное радиоизлучение приходит к нам и из тех областей межзвездного простран ства, где остатков сверхновых звезд нет. Следовательно, и между звездами существует магнитное поле, заставляющее быстрые электроны космических лучей излучать радио волны.
Исследования показали, что маг нитная индукция межзвездного маг нитного поля невелика: в среднем она в сто тысяч раз меньше, чем у поверхности Земли. Это поле охватывает и межзвездный газ, поэтому межзвездная среда слабо намагни чена.
1. Образование звезд. Наиболее массивные звезды живут сравнительно недол го — несколько миллионов лет. Если такие звезды наблюдаются, значит, образование звезд не завершилось миллиарды лет назад, а происходит и в настоящую эпоху.
Звезды, масса которых много кратно превышает массу Солнца, большую часть жизни обладают ог ромными размерами, высокой свети мостью и температурой. Из-за высо кой температуры они имеют голу боватый цвет, и поэтому их назы вают голубыми сверхгигантами. Мы уже знаем, что такие звезды, нагре вая окружающий межзвездный газ, приводят к образованию газовых туманностей. За свою сравнительно короткую жизнь массивные звезды не успевают очень далеко уйти от тех мест, где они родились. Поэтому светлые газовые туманности и голу бые сверхгиганты указывают нам на положение тех областей в Галак тике, где недавно происходило или происходит и сейчас образование звезд.
Оказалось, что молодые звезды не распределены в пространстве слу чайным образом. Существуют об ширные области, где они совсем не наблюдаются, и районы, где их сравнительно много. Больше всего голубых сверхгигантов наблюдается в области Млечного Пути, т. е. вблизи плоскости Галактики, там, где концентрируется газопылевая межзвездная среда.
Но и вблизи плоскости Галак тики молодые звезды распределены неравномерно. Они почти никогда не встречаются поодиночке. Чаще всего эти звезды образуют рассеянные скопления и более разреженные звездные группировки больших раз меров, названные звездными ассо циациями, которые насчитывают де сятки, а иногда и сотни голубых сверхгигантов. Самые молодые из звездных скоплений и ассоциаций имеют возраст менее 10 млн. лет. Почти во всех случаях эти молодые образования наблюдаются в обла стях повышенной плотности меж звездного газа. Это указывает на то, что процесс звездообразования свя зан с межзвездным газом.
Примером области звездообразо вания является гигантский газовый комплекс в созвездии Ориона. Он занимает на небе практически всю площадь этого созвездия и включает в себя большую массу нейтрального и молекулярного газа, пыли и целый ряд светлых газовых туманностей. Образование звезд в нем продол жается и в настоящее время.
Согласно наиболее разработан ной гипотезе, звезды возникают из облаков холодного межзвездного газа. Однако завершенной и обще принятой теории образования звезд пока еще не создано. Ученые усилен но работают над этой проблемой. Познакомимся с основными принци пами, на которых базируются пред ставления о формировании звезд из газопылевой среды.
Конденсация газа в звезды в определенном смысле напоминает другой физический процесс: кон денсацию водяного пара в капельки воды при его охлаждении. И в том и в другом случае происходит мно гократное увеличение плотности ве щества. Но если конденсация пара совершается в результате взаимо действия молекул, то межзвездный газ сжимается прежде всего благо даря действию гравитации. Поэтому конденсация газа в звезды назы вается гравитационной конденса цией.
Сила гравитационного притяже ния между отдельными частицами всегда стремится сжать газ. Сжатию обычно препятствует сила внутрен него давления газа, связанного с хаотическими движениями его час тиц — атомов или молекул. Чем меньше температура газа, тем мень ше его давление и тем большую роль может играть притяжение от дельных частиц друг к другу. В обычных облаках межзвездного газа силы гравитации очень малы по сравнению с силами внутреннего давления. Но в холодных плотных молекулярных облаках гравитация оказывается сильнее, и образующие ся отдельные сгустки газовой среды должны сжиматься, увеличивая свою плотность. Конечным результатом такого сжатия может явиться обра зование звезд. Сжатие газа пол ностью прекратится, когда в центре сжимающегося газового шара тем пература и давление станут настоль ко высокими, что начнутся термо ядерные реакции. В результате об разуется звезда.
Первое время свет молодой звез ды может очень сильно поглощать ся плотной окружающей газопыле вой средой, и тогда звезда и нагре тая ею пыль будут наблюдаться как инфракрасный источник, потому что для инфракрасных лучей среда зна чительно прозрачнее. Такие источ ники были обнаружены в областях звездообразования. По-видимому, некоторые из них являются недавно сформировавшимися звездами.
Формирование звезд из газа — процесс очень медленный, он требует многих миллионов лет.
Солнце, как мы знаем, является типичной звездой. Поэтому и при образовании других звезд могут возникать планетные системы.
Планеты и малые тела Солнеч ной системы возникли в газопыле вом протопланетном диске, окру жавшем молодое Солнце. Вместе с другими планетами воз никла и Земля. Первоначально ее атмосфера и физические условия на поверхности были совсем не таки ми, как сейчас. Температура была значительно выше, а атмосфера со держала очень много углекислого газа. Никакой жизни на Земле в то время не могло существовать. И лишь спустя несколько миллиар дов лет после своего формирования Земля стала похожа на современную планету.
2. Проблема жизни во Все ленной. Физические условия на древней Земле оказались такими, что оказалось возможным возник новение сложных белковых молекул, а затем и простейших самовоспро изводящихся организмов — живых клеток. На Земле зародилась жизнь, которая за несколько миллиардов лет эволюции и усложнения организмов привела к появлению животного ми ра и человека.
До сих пор остается неизвест ным, как часто подобные события могут происходить во Вселенной. В Солнечной системе признаки жизни не были найдены ни на одном из тел помимо Земли.
Но с астрономической точки зрения ни Земля как планета, ни Солнце, которое ее обогревает, не представляют ничего исключитель ного. Следовательно, жизнь может существовать не только на Земле. По-видимому, очаги жизни следует искать на планетных системах других звезд, но из-за большого рас стояния мы пока не можем непосредственно наблюдать планеты да же у ближайших звезд.
Проблема возникновения жизни и ее распространенности во Все ленной остается одной из наиболее сложных и важных проблем, ре шаемых астрономией в комплексе с другими естественными науками.
Особенно интересным было бы обнаружить присутствие разумной жизни во Вселенной, следы высо коразвитых внеземных цивилизаций. Неоднократно предпринимались и предпринимаются попытки уловить радио- или иные сигналы разумного происхождения из космоса. Есть на дежда, что они завершатся успехом.