Космогония 666

Объяснение происхождения и динамики объектов Солнечной системы — одна из главных задач космогонии. Смотреть картинку в полном размере.

Космогония — физическая наука, которая занимается изучением причин происхождения и процессов зарождения различных космических объектов и систем, из которых они состоят. В переводе с греческого языка «космос» означает мир, Вселенная, а «гони» — порождение.

Несмотря на нынешнее положение современной инженерии и науки в целом, ее технических возможностей недостаточно для определения действительных причин происхождения и развития различных небесных тел и систем, в том числе и Солнечной системы. Поэтому в космогонии имеют место так называемые гипотезы — научные предположения.

В отличие от космогонии, цель космологии — объяснить наблюдаемые процессы и структуру Вселенной, а также изучить ее эволюцию в целом.

Содержание

Результаты наблюдений

Телескопы — главные инструменты наблюдения за космическими объектами. На фото — телескоп на острове Ла-Пальма, Канарские острова.

Основная задача космогонических гипотез – объяснение однообразного движения и состава небесных тел. В силу наших ограниченных возможностей наблюдения космических объектов, ученые применяют свои гипотезы, прежде всего, к Солнечной системе. За относительно короткое время наблюдения за Солнечной системой был собран внушительный объем данных, которого достаточно, чтобы проследить в нашей системе ряд закономерностей. Последние говорят о том, что космические объекты, принадлежащие нашей планетарной системе, действительно образуют некую систему, а не являются лишь набором ничем не связанных тел.

  1. В первую очередь, Солнечная система связана гравитационной силой, о чем говорит вращение всех планет системы вокруг Солнца.
  2. Орбиты большинства планет нашей планетарной системы лежат почти в одной плоскости, которая к тому же проходит практически через экватор Солнца.
  3. Все объекты данной планетарной системы перемещаются вокруг ее сердцевины в одном направлении (против часовой стрелки, с точки зрения северного полюса), в т.ч. и карликовые. Из этого следует физическое предположение о том, что все объекты нашей планетарной системы были некогда приведены в движение единым механизмом.
  4. Подавляющая часть планет вращается вокруг своей оси в направлении орбитального движения. Что можно отметить как еще один признак единого механизма происхождения.
  5. У каждой планеты, кроме Меркурия и Венеры, есть один или несколько спутников, которые располагаются близко к плоскостям экваторов этих планет.
  6. Расположение планет в нашей планетарной системе также имеет свои особенности: ближе к светилу расположены планеты земной группы, дальше – газовые. У внешнего края системы находится пояс Койпера, который состоит из таких малых тел как кометы или астероиды, а также четырех карликовых планет.

Все вышеперечисленные закономерности указывают на то, что Солнечная система – это определенная космическая единица, которая возникла как следствие некоего единого процесса, вопросом которого и занимается космогония.

Основные космогонические гипотезы

Титульный лист «Всеобщей естественной истории и теории неба». Первое издание, 1755 год.

Первой так называемой космогонической гипотезой является труд выдающегося философа Иммануила Канта, а именно — книга «Всеобщая естественная история и теория неба», вышедшая в свет в 1755 году. Согласно его предположению, наша планетарная система возникла из некой туманности – хаотично расположенных отдельных частиц. Постепенно, за счет гравитации, эти частицы скапливались в различных местах, образуя тем самым некие точки сгущения материи. Некоторые из частиц, которые не падали к центрам этих точек, получали боковое движение, в результате которого сгусток материи туманности обретал вращательное движение. Из-за последнего процесса туманность сдавливалась с двух сторон, приобретая форму, близкую к плоскости. Из упомянутых сгустков материи было образовано центральное тело, сердцевина системы – Солнце, а также все другие космические объекты нашей планетарной системы. Именно Иммануилу Канту принадлежит известное выражение: «Дайте мне материю, и я покажу вам, как из нее должен образоваться мир».

Следующим мыслителем, который намеревался описать процесс зарождения Солнечной системы стал Пьер-Симон Лаплас в начале XIX века. В то время до французского физика и астронома труды Канта не дошли, и его гипотеза была результатом собственного анализа и математических расчетов. Спустя столетие его гипотеза была дополнена Отто Юльевичем Шмидтом.

Образование Солнечной системы по Лапласу

Согласно Лапласу и Шмидту, туманность, из которой образовалась наша планетарная система – это огромных размеров раскаленная атмосфера Солнца. Равномерное же вращение Солнца и его атмосферы существовало всегда. Далее в результате постепенного сжатия атмосферы вращение данной системы ускоряется. Большинство материи атмосферы «падает» на Солнце, но значительная ее часть не имеет достаточной скорости, чтобы отделиться от общей массы, и скачками вырывается обратно в плоскости экватора. Эта часть материи начинает образовывать туманные вращающиеся кольца, которые впоследствии станут планетами. Однако, в случае такого формирования вращение планет вокруг своей оси должно быть обратным существующему. Гипотеза объясняет изменение направления вращения приливами от вращающегося Солнца. Приливы, сталкиваясь с планетами, замедляли их вращение, после чего меняли его в обратном направлении. Аналогично образовываются и спутники вокруг каждой из планет.

Гипотеза Лапласа-Шмидта имеет несколько важных недостатков:

  • Туманное облако, формирующее нашу планетную систему, имело недостаточную плотность для осуществления равномерного вращения.
  • Материя не обязана отрываться от Солнца скачками и в области экватора.
  • Согласно физическим законам вращающиеся туманные кольца вероятнее всего рассеются, при этом возможно сформируют ряд малых тел, вроде астероидов, но не планеты.

Особенность работы Шмидта заключается в том, что он намеревался определить первичный состав туманности и последующие его распределения. Так, туманность, по его предположению, являлось не газовым или пылевым, а газопылевым облаком, в основном, состоящем из водорода и гелия, а также сотой доли примесей иных химических элементов. Далее близлежащие к Солнцу пылинки нагревались и выделяли газ, который под действием давления света и потоков солнечного ветра удалялся от центра планетарной системы и накапливался на дальних пылинках. Вблизи же Солнца остались наиболее тяжелые пылинки. Таким образом, вещество распределилось в диске Солнечной системе и образовало две планетарные группы: земную и газовых гигантов.

Солнечная система во время планетообразования в представлении художника

Дальнейшие исследования

Помимо трех вышеперечисленных космогонических гипотез рядом ученых было выдвинуто несколько иных, которые оказались менее состоятельными, и, в лучшем случае несколько дополняли упомянутые модели. Так теория пылевых колец считается применимой лишь к поясу астероидов, а планеты и их спутники вероятнее всего являются продуктом отделения некоего клуба материи от общей массы. Если масса клуба была относительно невелика, то он разрывался близлежащим массивным телом, как случилось и с кольцом Сатурна.

При помощи современных технологий ученым удалось добыть значительно больше информации о Солнечной системе, чем имелось два века назад. В 50-х годах прошлого столетия научным сообществом было признано, что планеты сформировались из холодной газо-пылевой среды, как и утверждал в своих работах Отто Шмидт. Также, опираясь на проведенные наблюдения, было выявлено, что около половины туманностей, схожих с той, из которой сформировалась Солнечная система, состоят не из отдельных атомов водорода, а из целых молекул.

Сверхновая, вспыхнувшая в 1604 году.

Позже, в результате анализа метеоритного вещества, стало известно, что в возникновении и развитии молекулярно-пылевых облаков значительную роль играют взрывы сверхновых. Благодаря ударной волне такого взрыва и выбросу некоторой массы вещества звезды облако стремительно сжимается в туманность. Последующие измерения метеоритного состава дали ученым основания полагать о существования трех взрывов сверхновых около нашей туманности, которые произошли примерно два, пять и более пяти миллиардов лет до начала момента образования нашей планетарной системы.

Так как состав облака, из которого образовалась Солнечная система, включает и различные тяжелые элементы, то вероятнее всего на его формирование напрямую повлияли взрывы сверхновых. Согласно существующей модели Вселенной, ее первичная материя состояла лишь из водорода и гелия. Иные же элементы синтезировались в звездах так называемого первого поколения, также изначально состоящих из водорода и гелия. Впоследствии взрыв сверхновых выбрасывал «новые» более тяжелые элементы в космическое пространство, которые и вошли в состав протосолнечной туманности. Из этих же элементов состоят планеты земной группы, в том числе и сама Земля. Они же в некоторой доле присутствуют и в нашем организме.

По этому поводу современный американский астрофизик и космолог Лоуренс Краусс сказал: «…мы все сделаны из звездной пыли. Вас бы здесь не было, если бы звезды не взорвались».

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 9005

Запись опубликована: 25.01.2016
Владимир Соловьев

греч. ??????????, от ?????? – Вселенная и ?????? – зарождение) – область науки, изучающая происхождение и развитие небесных (космич.) тел и их систем. К. опирается на астрономич. и астрофизич. данные, а планетная К. также на данные наук о Земле. В совр. К. широко используются данные экспериментальной и теоретич. физики. Планетная К. изучает происхождение нашей планетной системы, опираясь на наблюдения различных тел только этой системы. Звездная К. и К. галактик изучают происхождение множества звезд и звездных систем, опираясь на наблюдения многих сходных объектов, возникших в разных условиях, в разное время и находящихся на разных стадиях развития. Вследствие специфич. трудностей (крайняя медленность большинства космогонич. процессов, отсутствие до сих пор возможностей эксперимента) в К. чаще, чем в др. науках, приходится иметь дело не с разработанными теориями, а с науч. гипотезами. Кроме того, в физико-математич. науках, к к-рым относится и К., хотя бы ограниченная количеств. разработка является наряду с подтверждением фактич. данными необходимой предпосылкой для превращения гипотезы в теорию. Космогонич. исследование, как и вообще всякое исследование процессов развития в естествознании, обычно представляет собой тесное сочетание индукции и дедукции. Вместе с тем имеются дедуктивные гипотезы и теории (напр., исходящие из предвзятой идеи о важной роли турбулентности или электромагнитных сил в изучаемом процессе), к-рые иногда замаскированы индуктивной формой изложения. Видимость индуктивности зачастую создается опред. толкованием фактич. данных, на самом деле допускающих различные истолкования. Космогонич. гипотезы 18 и 19 вв. относились гл. обр. к происхождению солнечной системы. В них рассматривалась преимущественно механич. сторона процесса развития. Лишь в 20 в. развитие астрофизики и физики позволило начать серьезное изучение происхождения звезд. Совсем в недавнее время, всего несколько лет назад, началась разработка К. галактик, природа которых была выяснена только в 20-х гг. 20 в. И с т о р и я к о с м о г о н и и. Первые общие идеи о развитии небесных тел были высказаны антич. философами в 5–1 вв. до н.э. (Левкипп, Демокрит, Лукреций). В средние века наступил период господства теологии. Лишь в 17 в. Декарт отбросил библейский миф о сотворении мира и нарисовал картину образования всех небесных тел в результате вихревого движения мельчайших частиц материи, оставив богу лишь роль создателя этой материи. До середины 18 в. теория вихрей Декарта владела умами ученых. Фундамент науч. планетной К. заложил Ньютон, к-рый первый обратил внимание на закономерности движения планет. Опираясь на открытые им осн. законы механики и закон всемирного тяготения, управляющий движением планет вокруг Солнца, он пришел к выводу, что устройство планетной системы не может быть результатом случайного стечения обстоятельств. Но он приписывал его акту божеств. творения. Бюффон высказал гипотезу (1745), что планеты возникли из сгустков вещества, исторгнутого из Солнца ударом огромной кометы (в то время кометы считались массивными телами). Кант в книге «Общая естеств. история и теория неба» (1755) поставил вопрос о закономерном естеств. происхождении всех небесных тел. Полемизируя с Ньютоном, он дал космогонич. объяснение закономерностям движения планет, выдвинув гипотезу об их образовании из рассеянной материи. Как стало теперь ясным, Кант правильно нарисовал картину развития вращающегося околосолнечного пылевого облака, но не мог ее обосновать. В течение 19 и 20 вв. неоднократно делались попытки обоснования этой гипотезы, но все они были неудачными вследствие механистич. подхода к исследованиям, игнорирования процесса перехода механич. энергии в др. формы. Между тем еще в 70-х гг. 19 в. Энгельс писал о решающей роли этого процесса (см. «Диалектика природы», 1955, с. 48). В конце 18 в. Лаплас выдвинул гипотезу о происхождении солнечной системы, во многом сходную с гипотезой Канта. Гипотеза Лапласа быстро завоевала признание и именно благодаря ей астрономия оказалась одной из первых наук, внесших идею развития в совр. естествознание. Еще сто лет назад выяснилось, что гипотеза Лапласа не способна объяснить распределение момента количества движения между Солнцем и планетами или, иными словами, огромные размеры планетной системы по сравнению с Солнцем. Хотя обнаруживались все новые трудности, с к-рыми гипотеза Лапласа не могла справиться, она признавалась мн. учеными вплоть до середины 20 в. Нек-рые космогонич. гипотезы, выдвигавшиеся в 19 – нач. 20 вв., хотя и были в целом ошибочными, содержали новые интересные идеи (метеоритная гипотеза Лигондеса, планетезимальная гипотеза Мультона и Чемберлина, гипотеза Си о захвате готовых планет). Англ. астроном Джордж Дарвин исследовал эволюцию системы Земля – Луна и показал, что вследствие приливного трения вращение Земли замедляется, а расстояние Луны от Земли увеличивается. Дарвин выдвинул гипотезу об отделении Луны от некогда жидкой, быстро вращавшейся Земли. Однако дальнейшие исследования подтвердили вывод А. М. Ляпунова о том, что плавное разделение быстро вращающегося жидкого тела невозможно. В 20–30-х гг. 20 в. широкой известностью пользовалась гипотеза англ. астронома Джинса, считавшего, что планеты образовались из вещества, вырванного из Солнца притяжением пролетавшей поблизости массивной звезды. Но эта гипотеза не способна объяснить огромные размеры планетной системы и др. явления. В 40-х гг. планетная К. вернулась к классич. идеям Канта и Лапласа об образовании планет из рассеянного вещества. В 1943 О. Ю. Шмидт выдвинул идею об аккумуляции планет из холодных твердых тел. Такой процесс образования Земли приводит к заключению о ее холодном начальном состоянии. В 1950 в работе Л. Э. Гуревича и А. И. Лебединского было показано, что тела, из к-рых аккумулировались планеты, образовались в окрестностях Солнца из вещества газово-пылевого облака. Нем. физик Вейцзеккер (1943), рассматривая аккумуляцию планет из газово-пылевого облика, приписывал важное значение вихревым и турбулентным движениям в нем, что, однако, не подтвердилось. Амер. астроном Кейпер (1949) предполагал, что в облаке образовались огромные массивные газово-пылевые протопланеты, превратившиеся в планеты путем избавления от избытка вещества. Под давлением критики Кейпер в конце 40-х гг. прекратил разработку этой гипотезы. Швед. физик Альвен рассмотрел в 1954 образование планет, исходя из предположения, что оно происходило под действием гл. обр. электромагнитных сил. Эта гипотеза вела к противоречию с фактич. данными. Однако она способствовала появлению теории Хойла (1960) о возникновении околосолнечного протопланетного облака, в к-рой электромагнитные силы играют важную роль. В 50-х гг. представления об аккумуляции планет из холодного вещества и о холодном начальном состоянии Земли стали господствующими в планетной К. во всем мире. В то время как в прежних гипотезах и теориях планетной К., начиная с Канта, выяснение процесса образования планет опиралось в первую очередь на механич. закономерности строения солнечной системы, в работах амер. физико-химика Г. Юри, начавшихся в 1951, основой служат данные о химич. составе Земли и метеоритов, а в работе Фаулера, Гринстейна и Хойла (1962) – данные об особенностях изотопного состава нек-рых элементов и об их относительном обилии. Все три принципиально разных подхода приводят к одинаковым общим заключениям об аккумуляции планет. Среди гипотез планетной К. часто выделяют небулярные (напр., Канта, Лапласа) и катастрофические (напр., Бюффона, Джинса). Однако многие не попадают ни в одну из этих групп. Следуя О. Ю. Шмидту, можно выделить в планетной К. три осн. вопроса, каждый из к-рых может служить основой для классификации: 1) Откуда и как взялось около Солнца вещество для построения планет и в каком состоянии оно находилось? 2) Каков был процесс образования планет из этого вещества? 3) Каково было начальное состояние Земли? Идея об образовании звезд путем сгущения рассеянного туманного вещества, восходящая в натур-филос. плане к Канту и даже Декарту, а в естеств.-науч. плане (с опорой на наблюдения туманностей) – к Гершелю и Лапласу, сохранилась до нашего времени и разделяется подавляющим большинством исследователей. После открытия механич. эквивалента тепла была подсчитана энергия, освобождающаяся при сжатии звезды (Гельмгольц, 1854; Кельвин, 1862). Оказалось, что ее хватило бы для поддержания излучения Солнца в течение десятков млн. лет. В то время такой срок казался достаточным, но потом изучение прошлого Земли показало, что Солнце излучает несравненно дольше. Кроме того, аналогичные расчеты для звезд большой светимости показали, что они могли бы излучать лишь несколько десятков тысяч лет. В начале 20 в. проблему источников энергии звезд пытались решить с помощью радиоактивных элементов, в то время лишь недавно открытых. Однако, хотя Солнце, если бы оно целиком состояло из радия или урана, и обладало бы достаточным общим запасом энергии, никакая смесь этих элементов не может обеспечить необходимую длительность и интенсивность ее выделения. Установление взаимосвязи массы и энергии, показавшее, что звезды, излучая, теряют массу, привело к гипотезам о возможности «аннигиляции» вещества в недрах земли, т.е. превращения вещества в излучение, к-рые не подтвердились. Правильной оказалась идея о «трансмутации» элементов, т.е. об образовании более сложных атомных ядер из простых, в первую очередь гелия из водорода. В 1938–39 были выяснены конкретные ядерные реакции, могущие обеспечить излучение звезд (Вейцзеккер, Бетте), и это явилось началом совр. этапа развития звездной К. Современная космогония. В планетной К. в наст. время общепризнано, что наша планетная система образовалась 41/2–5 млрд. лет назад из газово-пылевого вещества, некогда окружавшего Солнце и простиравшегося до границ системы. Исходя из господств. представлений об образовании Солнца из сжимающейся туманности, большинство исследователей, не конкретизируя предполагаемый процесс, считает, что газово-пылевое околосолнечное протопланетное облако образовалось совместно с Солнцем. Гипотеза О. Ю. Шмидта о захвате Солнцем части межзвездной туманности встречается с трудностями. Самый процесс формирования планет подавляющее большинство исследователей рассматривает как постеп. аккумуляцию холодного вещества. Гл. движущими факторами эволюции были действие сил тяготения, переход механич. энергии в тепловую и действие химич. сил. Земля первоначально была холодной. Лишь постепенно ее недра разогрелись в результате накопления тепла, выделяющегося при распаде радиоактивных элементов (последние присутствуют в небольших количествах во всех горных породах). Т.о., в совр. планетной К. восторжествовали идеи акад. В. И. Вернадского, высказывавшиеся им еще в начале века. Мыслимы др. планетные системы, в к-рых землеподобные планеты содержат больше или меньше радиоактивных элементов и потому их термич. история, а вместе с тем и история их коры, атмосферы и гидросферы отличаются от земной. З в е з д н а я к о с м о г о н и я первоначально имела задачей изучение происхождения и развития окружающих звезд, рассматриваемых как индивидуальные объекты. Успехи в изучении газово-пылевых туманностей поставили перед звездной К. вопрос об их происхождении и развитии и об их взаимодействии со звездами. Далее постановка вопроса о происхождении звезд изменилась после выяснения группового характера их образования. Наконец, в последние годы встала задача увязать результаты звездной К. с эволюцией нашей Галактики и др. галактик. Изучение внутр. строения звезд и ядерных источников их энергии показало, что массивные звезды большой светимости обладают таким огромным излучением, что могут поддерживать его лишь несколько млн. лет и, следовательно, являются очень молодыми. (Процессы «омоложения» звезд представляются мало вероятными, т.к. требуют выполнения довольно жестких условий). Тем самым была возрождена идея Гершеля о том, что процесс звездообразования продолжается до нашего времени. Подтверждением этой идеи явилось открытие В. А. Амбарцумяном звездных ассоциаций – крайне разреженных звездных групп, возраст к-рых не превышает неск. десятков млн. лет. Сосредоточение молодых звезд в ассоциациях показывает, что образование звезд носит групповой характер. Межзвездное пространство в нашей Галактике, а также во мн. др. галактиках наполнено разреженным газом и пылью, к-рые местами образуют более плотные газово-пылевые туманности. Массы нек-рых из них в тысячи раз больше масс отд. звезд. Туманное вещество пополняется выбросом вещества из звезд, происходящим как непрерывно, так и в форме взрывов, проявляющихся в виде вспышек «новых» и «сверхновых» звезд. С др. стороны, по мнению большинства астрономов, происходит образование звезд из холодных туманностей, что создает частичный круговорот вещества. Компактные непрозрачные туманности, названные глобулами, рассматриваются как начальная стадия формирования звезд. На нек-ром этапе сжатия и разогрева (происходящего вследствие выделения гравитац. энергии), когда темп-ра центр. области превысит млн. градусов, начинаются ядерные реакции. Сжатие практически прекращается, и звезда приходит в равновесие. Большинство наблюдаемых нами звезд излучает за счет превращения водорода в гелий. Водород – самый обильный элемент в космосе – составляет больше половины массы звезд, и потому водородная реакция длится очень долго. Массивные звезды выделяют больше энергии и потому быстрее расходуют свои запасы горючего, т.е. быстрее эволюционируют. После завершения всей цепи ядерных реакций у звезд умеренной массы происходит, с одной стороны, рассеяние наружных оболочек, слабо связанных со звездой, с др. стороны, сокращение остающегося ядра до размеров планет. Его плотность оказывается в тысячи и даже миллионы раз больше плотности воды. Как дальше эволюционируют сверхплотные звезды, как их вещество вновь вовлекается в общий круговорот, остается пока неизвестным. У массивных звезд исчерпание ядерных реакций, по-видимому, приводит к катастрофич. сжатию и разогреву, завершающемуся гигантским взрывом, при к-ром значит. часть вещества звезды разбрасывается в пространство (Хойл). Это наблюдается в виде вспышки «сверхновой» звезды. Во время такого взрыва происходит синтез наиболее тяжелых химич. элементов. Вспышки «сверхновых» звезд и рассеивающиеся оболочки обогащают межзвездный газ тяжелыми элементами. В нашей Галактике процесс звездной радиоволны длится приблизительно 1010 лет, и за это время химич. состав межзвездного газа успел заметно измениться. Ядерные процессы в звездах ведут к сокращению количества водорода и увеличению количества тяжелых элементов. Неизвестно, где и как протекает обратный процесс. Теория образования звезд из холодных туманностей встречается с трудностями при объяснении нек-рых механич. свойств групп молодых звезд. Поэтому В. А. Амбарцумян предполагает, что звезды образуются из вещества, находящегося в каком-то пока еще неизвестном сверхплотном состоянии. Эволюция звездных систем изучается в звездной динамике, сочетающей методы теоретич. механики и статистич. физики. С одной стороны, звездная система рассматривается как система материальных точек, гравитационно взаимодействующих друг с другом. С др. стороны, звездные системы рассматриваются как своего рода гравитирующий газ, что возможно благодаря тому, что в них важную роль играют хаотич. движения, хотя бы и накладывающиеся на упорядоченное движение, напр. на общее вращение звездного скопления. (К планетной системе с ее очень упорядоченными движениями методы звездной динамики неприложимы.) Тем не менее далеко не все методы и результаты кинетич. теории газов переносимы на звездный газ. Это объясняется др. характером взаимодействия, медленностью убывания гравитац. сил с расстоянием. Звездные системы не имеют равновесных (наиболее вероятных) состояний и всегда эволюционируют, хотя бы очень медленно. Системы с отрицат. полной энергией, т.е. такие, у к-рых потенциальная энергия гравитац. взаимодействия между звездами или др. членами системы (условно считаемая отрицательной) больше кинетич. энергии их движения, изменяются медленно. Принципиально очень важно, что в системе с хаотич. движениями действие сил притяжения приводит к ее рассеянию (диссипации) даже при отрицат. полной энергии. Чем массивнее система, чем больше ее притяжение, тем труднее ее покинуть, и потому она диссипирует медленнее. Системы с положит. полной энергией можно наблюдать лишь в течение небольшого интервала времени после образования – они быстро рассеиваются либо целиком, либо оставляя после себя небольшие подсистемы с отрицат. энергией. Наряду с образованием при звездных взаимодействиях подсистем с отрицат. энергией происходит и обратный процесс разрушения таких подсистем под действием притяжения пролетающих мимо посторонних звезд. Рассмотрение с этой т. зр. кратных звезд и скоплений показывает, что в условиях звездной среды нашей Галактики, в к-рых мы их сейчас наблюдаем, они не могли образоваться путем объединения отд. звезд. Они представляют собой группы совместно образовавшихся звезд, к-рые имеют тенденцию к распаду в ходе своей динамич. эволюции. Очень широкие двойные и кратные звезды могли образоваться путем взаимного захвата, но это могло происходить лишь в скоплениях, т.е. это опять-таки связано с групповым образованием звезд. У мн. звездных систем время жизни так велико, что успевают измениться физич. свойства входящих в них звезд. Поэтому частью космогонич. изучения звездных систем является рассмотрение статистич. распределения их звездного «населения» по различным физич. характеристикам и изменений этих распределений со временем. При этом исключит. значение имеет распределение звезд на диаграмме спектр-светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рессела). За последние годы многие особенности распределений звезд на диаграмме спектр-светимость объяснены как результат эволюции звезд: изменения их внутр. строения и химич. состава вследствие протекания в их недрах ядерных реакций. Поэтому можно считать установленным, что именно ядерные реакции являются осн. источником энергии Солнца и звезд. В разработке К. галактик пока что делаются первые шаги. Еще продолжается выявление различных структурных типов галактик и их объединение в эволюционные последовательности. Выявлены галактики, обладающие мощным радиоизлучением. В 1963 обнаружены совершенно новые объекты, названные «сверхзвездами», к-рые, по-видимому, расположены на расстоянии многих миллиардов световых лет и излучают больше, чем суммарное излучение целой галактики. История К. от ее возникновения до совр. этапа характеризуется постепенным распространением идеи развития на все новые и новые космич. тела и системы. При этом подобно тому как проникновение в микромир привело к открытию новых форм существования и взаимодействия материи, так и проникновение в макромир открывает перед нами новые свойства материи. Лит.: Энгельс Ф., Диалектика природы, М., 1955; Новые Идеи в астрономии, Сб. 1, 3, СПБ, 1913, 1914; Классич. космогонич. гипотезы, М.–П., 1923; Баев К. ?., Ларионов ?. ?., ?опов П. И., История взглядов на строение и происхождение вселенной, М., 1931; Джине Дж., Вселенная вокруг нас, 2 изд., Л.-М., 1932; ?олак И. Ф., Происхождение вселенной, 3 изд., М.–Л., 1934; Успехи астрономич. наук, т. 2, М.–Л., 1941; ?есселл Г. Н., Солнечная система и ее происхождение, пер. с англ., М.–Л., 1944; ?есенков В. Г., К. солнечной системы, М.–Л., 1944; его же, Постановка проблемы К. в совр. астрономии, «Астрон. журн.», 1949, т. 26, No 2; Ивановский M. П., Рождение миров. Очерк совр. представлений о возникновении и развитии солнечной системы, Л., 1951; Труды первого совещания по вопросам космогонии 16–19 апреля 1951 г., М., 1951; Труды второго совещания по вопросам космогонии 19–22 мая 1952, М., 1953; Вопросы космогонии, т. 1–9, М., 1952–1963; ?есенков В.Г., Происхождение и развитие небесных тел по совр. данным, М., 1953; Струве О., Эволюция звезд, пер. с англ., М., 1954; Арсеньев А. С., Некоторые методологич. вопросы К., «Вопр. философии», 1955, No 3; Пэйн-Гапошкина Ц., Рождение и развитие звезд, пер. с англ., М., 1956; Шмидт О. Ю., Четыре лекции о теории происхождения Земли, 3 изд., М., 1957; Лаберенн П., Происхождение миров, пер. с франц., М., 1957; Левин В. Ю., Происхождение Земли и планет, 3 изд., М., 1959; Пикельнер С. В., Физика межзвездной среды, М., 1959; Амбарцумян В. ?., Некоторые методологич. вопросы К., в сб.: Тр. Всесоюзн. совещания по филос. вопросам естествознания, М., 1959; его же, Науч. труды, т. 2, Ер., 1960; его же, К., в сб.: Астрономия в СССР за 40 лет, М., 1960, с. 347–64; ?есенков В. Г., Что говорят данные наблюдений о происхождении солнечной системы, М., 1960; Шмидт О. Ю., Избр. труды. Геофизика и К., М., 1960; его же, Происхождение Земли и планет, М., 1962; ?оinсаr? H., Le?ons sur les hypoth?ses cosmogoniques, P., 1913; N?lke F., Das Problem der Entwicklung unseres Planetensystems, 2 Aufl., В., 1919; Jeans J., Astronomy and cosmogony, , 1928; N?lke F., Der Entwicklungsgang unseres Planetensystems, B.–Bonn, 1930; Urey H. C., The planets, their origin and development, New Hawen–L., 1952; Smart W. M., The origin of the Earth, , 1953; Schatzman E., Origine et ?volution des mondes, P., ; Masi R., Eosmologia, Roma, 1961; Origin of the solar system, N.Y.–L., 1963. Б. Левин. Москва.

Значение слова Космогония по Ефремовой:

Космогония — 1. Раздел астрономии, изучающий происхождение и развитие космических тел и их систем: звезд, звездных скоплений, галактик и т.п. // Учебный предмет, содержащий теоретические основы данного раздела астрономии. // разг. Учебник, излагающий данного учебного предмета.
2. Система представлений о происхождении мира, Вселенной.

Значение слова Космогония по Ожегову:

Космогония — Учение о происхождении космических тел и их систем

Космогония в Энциклопедическом словаре:

Космогония — (от космос и …гония. греч. kosmogonia) — раздел астрономии,изучающий происхождение и развитие космических тел и их систем (планет иСолнечной системы в целом, звезд, галактик и т. д.). Наиболее развитыкосмогония Солнечной системы (планетная космогония) и звездная космогония(см. Звездная эволюция). Во 2-й пол. 20 в. в планетной космогонииутвердилась гипотеза о происхождении Солнца и планет из единого холодногогазово-пылевого облака КОСМОДЕМЬЯНСКАЯ Зоя Анатольевна («Таня») (1923-41)- партизанка Великой Отечественной войны, Герой Советского Союза (1942,посмертно). Член ВЛКСМ с 1938. Ученица 201-й средней школы Москвы.добровольно ушла в партизанский отряд, разведчица. Казнена фашистами в д.Петрищево (Московская обл.).

Значение слова Космогония по словарю Ушакова:

КОСМОГОНИЯ
космогонии, ж. (греч. kosmogonia — происхождение мира) (книжн.). Учение или верование о происхождении мира. Древнегреческая космогония Гезиода.

Значение слова Космогония по словарю Брокгауза и Ефрона:

Космогония — см. Мироздание.

Определение слова «Космогония» по БСЭ:

Космогония (греч. kosmogonнa, от kуsmos — мир, Вселенная и gone, goneia — рождение)
область науки, в которой изучается происхождение и развитие космических тел и их систем: звёзд и звёздных скоплений, галактик, туманностей, Солнечной системы и всех входящих в неё тел — Солнца, планет (включая Землю), их спутников, астероидов (или малых планет), комет, метеоритов. Изучение космогонических процессов является одной из главных задач астрофизики. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. В современной К. широко используются законы физики и химии.
Космогонические гипотезы 18-19 вв. относились главным образом к происхождению Солнечной системы. Лишь в 20 в. развитие наблюдательной и теоретической астрофизики и физики позволило начать серьёзное изучение происхождения и развития звёзд. В 60-х гг. 20 в. началось изучение происхождения и развития галактик, природа которых была выяснена только в 20-х гг.
Процессы формирования и развития большинства космических тел и их систем протекают чрезвычайно медленно и занимают миллионы и миллиарды лет. Однако наблюдаются и быстрые изменения, вплоть до процессов взрывного характера. При изучении К. звёзд и галактик можно использовать результаты наблюдений многих сходных объектов, возникших в разное время и находящихся на разных стадиях развития. Однако, изучая К. Солнечной системы, приходится опираться только на данные о её структуре и о строении и составе образующих её тел.
Очерк истории космогонических исследований. После общих идей о развитии небесных тел, высказанных ещё греческими философами 4-1 вв. до н. э. (Левкипп, Демокрит, Лукреций), наступил многовековой период господства теологии. Лишь в 17 в. Р. Декарт отбросил миф о сотворении мира и нарисовал картину образования всех небесных тел в результате вихревого движения мельчайших частиц материи. Фундамент научной планетной К. заложил И. Ньютон, который обратил внимание на закономерности движения планет. Открыв основные законы механики и закон всемирного тяготения, он пришёл к выводу, что устройство планетной системы не может быть результатом случайного стечения обстоятельств. В 1745 Ж. Бюффон высказал гипотезу, что планеты возникли из сгустков солнечного вещества, исторгнутых из Солнца ударом огромной кометы (в то время кометы считались массивными телами). В 1755 И. Кант опубликовал книгу
«Всеобщая естественная история и теория неба…», в которой впервые дал космогоническое объяснение закономерностям движения планет (см. Канта гипотеза). В конце 18 в. В. Гершель, наблюдая небо в построенные им большие телескопы, открыл туманности овальной формы, обладающие различными степенями сгущения к центральному яркому ядру. Возникла гипотеза об образовании звёзд из туманностей путём их «сгущения».
Опираясь на эти наблюдения Гершеля и на закономерности движения планет, П. Лаплас выдвинул гипотезу о происхождении Солнечной системы (см. Лапласа гипотеза), во многом сходную с гипотезой Канта. (Когда интересуются главным образом идеей естественного образования Солнечной системы из протяжённой рассеянной среды, часто говорят о единой гипотезе Канта — Лапласа.) Гипотеза Лапласа быстро завоевала признание и благодаря ей астрономия оказалась в числе наук, первыми внёсших идею развития в современное естествознание. Однако на протяжении 19 в. в гипотезе Лапласа выявлялись всё новые и новые трудности, преодолеть которые в то время не удалось. В частности, не удалось объяснить, почему современное Солнце вращается очень медленно, хотя ранее, во время своего сжатия, оно вращалось столь быстро, что происходило отделение вещества под действием центробежной силы.
В конце 19 в. появилась гипотеза американских учёных Ф. Мультона и Т. Чемберлина, предполагавшая образование планет из мелких твёрдых частиц, названных ими «планетезималями». Они ошибочно считали, что обращающиеся вокруг Солнца планетезимали могли возникнуть путём застывания вещества, выброшенного Солнцем в виде огромных протуберанцев. (Такое образование планетезималей противоречит закону сохранения момента количества движения.) В то же время в планетезимальной гипотезе были правильно обрисованы многие черты процесса образования планет. В 20-30-х гг. 20 в. широкой известностью пользовалась гипотеза Дж. Джинса, считавшего, что планеты образовались из раскалённого вещества, вырванного из Солнца притяжением пролетевшей поблизости массивной звезды (см. Джинса гипотеза).
Идея об образовании звёзд путём сгущения рассеянного туманного вещества сохранилась до нашего времени и разделяется большинством исследователей. После открытия механического эквивалента тепла была подсчитана энергия. освобождающаяся при сжатии звезды (Г. Гельмгольц, 1854. У. Томсон, 1862). Оказалось, что её хватило бы для поддержания излучения Солнца в течение 107-108 лет. В то время такой срок казался достаточным.
Но позже изучение истории Земли показало, что Солнце излучает несравненно дольше. В начале 20 в. проблему источников энергии звёзд безуспешно пытались решить с помощью радиоактивных элементов, в то время лишь недавно открытых. Установление взаимосвязи массы и энергии, показавшее, что звёзды, излучая, теряют массу, привело к гипотезам о возможности аннигиляции вещества в недрах звёзд, т. е. превращения вещества в излучение. В этом случае превращение массивных звёзд в звёзды малой массы длилось бы 1013-1015 лет. Правильной оказалась гипотеза о трансмутации элементов, т. е. об образовании более сложных атомных ядер из простых, в первую очередь — гелия из водорода. В 1938-39 были выяснены конкретные ядерные реакции, могущие обеспечить излучение звёзд , и это явилось началом современного этапа развития звёздной К.
В разработке К. галактик делаются лишь первые шаги. Проводится классификация галактик и их скоплений. Изучаются эволюционные изменения звёзд и газовой составляющей галактик, их химического состава и др. параметров. Изучается природа начальных возмущении, развитие которых привело к распаду расширяющегося газа Метагалактики на отдельные сгущения. Рассчитывается, как зависят морфологический тип и др. свойства галактик от массы и вращения этих первичных сгущений. Большое внимание привлекают компактные плотные ядра, имеющиеся у ряда галактик. Изучается природа мощного радиоизлучения, которым обладают некоторые галактики, и связь его с взрывными процессами в ядрах. Мощные взрывы, происходящие в квазарах и ядрах активных галактик — сейфертовских, N-галактик и др., — представляют собой существенные этапы эволюции галактик. К. развивается, опираясь на большое количество фактов, охватывающих самые различные свойства небесных тел.
Планетная космогония. При выяснении вопроса, в каком состоянии находилось ранее вещество, ныне образующее планеты, важную роль играют закономерности движения планет — их обращение вокруг Солнца в одном направлении по почти круговым орбитам, лежащим почти в одной плоскости, — и деление планет на 2 группы, отличающиеся по массе и составу,- группу близких к Солнцу планет земного типа и группу далёких от Солнца планет-гигантов. При выяснении вопроса о том, откуда взялось около Солнца допланетное вещество, важную роль играет проблема распределения момента количества движения (МКД) между Солнцем и планетами: почему всего 2% общего МКД всей Солнечной системы заключено в осевом вращении Солнца, а 98% приходится на орбитальное движение планет, суммарная масса которых в 750 раз меньше массы Солнца?
В 40-х гг. 20 в., после крушения гипотезы Джинса, планетная К. вернулась к классическим идеям Канта и Лапласа об образовании планет из рассеянного вещества (см. Шмидта гипотеза). В настоящее время (70-е гг. 20 в.) является общепризнанным, что большинство планет аккумулировалось из твёрдого, а Юпитер и Сатурн также и из газового вещества, По-видимому, существовавшее вблизи экваториальной плоскости Солнца газово-пылевое облако простиралось до современных границ Солнечной системы.
Исходя из господствующих представлений об образовании Солнца из сжимающейся и вращающейся туманности, большинство астрономов считает, что протопланетное облако той или иной массы отделилось под действием центробежной силы от этой туманности на заключительной стадии её сжатия . Но, в отличие от Лапласа, рассматривавшего это отделение чисто механически, сейчас учитываются эффекты, связанные с наличием магнитного поля и корпускулярного излучения Солнца, Именно это позволило объяснить распределение МКД между Солнцем и планетами в рамках гипотез о совместном образовании Солнца и протопланетного облака. Наряду с этими гипотезами высказывались гипотезы о захвате вещества уже сформировавшимся Солнцем (О. Ю. Шмидт, Х. Альфвен).
Если протопланетное облако было первоначально горячим и состояло только из газов, то твёрдые пылинки образовались в ходе его охлаждения. Сначала конденсировались наименее летучие вещества, в том числе силикаты и железо, а затем — всё более и более летучие. Внутренняя зона протопланетного облака прогревалась Солнцем и там могли образоваться только нелетучие, в основном каменистые пылинки, тогда как в холодной внешней зоне конденсировались также и летучие вещества. Хотя присутствие пыли делало облако непрозрачным, что способствовало очень низкой температуре внешней зоны, наиболее летучие вещества — водород и гелий — не могли конденсироваться даже там.
Если же протопланетное облако первоначально было холодным и пылинки состояли в основном из летучих веществ, то они могли сохраниться во внешней холодной зоне облака, тогда как во внутренней зоне летучие вещества испарялись, оставляя лишь небольшие каменистые остатки.
В космическом (солнечном) веществе летучих веществ много больше, чем нелетучих. Поэтому должно было возникнуть огромное различие не только в составе, но и в общем количестве пылевого вещества во внутренних и внешних зонах. В дальнейшем эти зональные различия привели к различиям в составе и массах планет земной группы и планет-гигантов.
Протекание процесса конденсации (или испарения) пылинок в зоне астероидов пытаются обнаружить путём тщательного анализа метеоритов, которые являются обломками астероидов и в некоторых случаях могут служить образцами допланетного вещества, мало изменившихся при последующих процессах. Некоторые исследователи видят в результатах такого анализа указания на то, что конденсация пылинок и их аккумуляция в крупные тела протекали параллельно. Однако это не удаётся согласовать с результатами теоретических расчётов, указывающими на то, что длительность аккумуляции должна была в сотни или тысячи раз превосходить длительность остывания и конденсации.
Образование планет из протопланетного облака наиболее полно исследовано О. Ю. Шмидтом и его сотрудниками и сторонниками. Процесс можно условно разделить на 2 этапа. На первом этапе длившемся, вероятно, менее 106 лет из пылевой компоненты облака образовалось множество
«промежуточных» тел размером в сотни км. На втором этапе длительностью около 108 лет из роя «промежуточных» тел и их обломков аккумулировались планеты. (У наиболее далёких планет — Урана, Нептуна и Плутона, вещество которых было рассеяно по огромным кольцевым зонам, второй этап мог длиться около 109 лет.) Самые крупные планеты — Юпитер и Сатурн — на основной стадии аккумуляции вбирали в себя не только твёрдые тела, но и газы.
Разные гипотетические варианты процесса образования облака ведут к разным вариантам протекания первого этапа. «Промежуточные» тела должны были образоваться либо в результате собирания пыли в тонкий диск и распада этого диска на сгущения, либо в результате коагуляции пылинок, т. е. их «слипания».
Протекание аккумуляции планет из роя «промежуточных» тел практически не зависит от механизма их образования. Сперва они двигались по круговым орбитам в плоскости породившего их пылевого слоя. Они росли, сливаясь друг с другом и вычерпывая окружающее рассеянное вещество — остатки
«первичной» пыли и обломки, образовавшиеся, когда «промежуточные» тела сталкивались с большими относительными скоростями. Гравитационное взаимодействие «промежуточных» тел, усиливающееся по мере их роста, постепенно изменяло их орбиты, увеличивая средний эксцентриситет и средний наклон к центральной плоскости. Те из
«промежуточных» тел, которые вырвались в процессе роста, оказались зародышами будущих планет. При объединении многих тел в планеты произошло усреднение индивидуальных свойств движения отдельных объединяющихся тел, и потому орбиты планет получились почти круговыми и компланарными. Анализ процесса аккумуляции планет из роя твёрдых тел позволил О. Ю. Шмидту указать путь к объяснению происхождения прямого вращения планет и закона планетных расстояний.
Рост планет земной группы прекратился тогда, когда они вобрали в себя практически всё твёрдое вещество, имевшееся в районе их орбит (только у Марса часть вещества из его «зоны питания», вероятно, была поглощена массивным Юпитером). Но у планет-гигантов рост прекратился тогда, когда они действием своего притяжения выбросили из зоны своего формирования все
«промежуточные» тела и их обломки, а также газы (в рассеянии последних важную роль могло сыграть интенсивное корпускулярное излучение молодого Солнца).
Неупругие столкновения тел, происходившие в окрестностях растущих планет, приводили к тому, что часть тел переходила на спутниковые орбиты. В результате вокруг планет возникали рои твёрдых тел и частиц. Из них аккумулировались спутники планет. Луна, вероятно, аккумулировалась из околоземного роя на расстоянии около 10 земных радиусов, а затем отодвинулась на современное расстояние от Земли в результате приливного взаимодействия с Землёй. Существуют и др. гипотезы происхождения Луны: гипотеза Дж. Дарвина, согласно которой Луна отделилась от Земли, и гипотеза о захвате Землёй Луны, образовавшейся на орбите, близкой к земной. Радиус орбиты Луны после захвата был мал, а потом увеличился, как и в упомянутой выше гипотезе. Возможность плавного отделения Луны от Земли, предполагавшаяся Дарвином, опровергнута работами А. М. Ляпунова и Э. Картана. У Юпитера и Сатурна из около планетных роев аккумулировались системы спутников, движущихся в направлении вращения планет по круговым орбитам, лежащим в экваториальной плоскости планеты. Эти системы спутников подобны Солнечной системе. Те спутники Юпитера, Сатурна и Нептуна, которые обладают обратным движением, были, вероятно) захвачены из числа
«промежуточных» тел. Остатками этих тел и их обломков являются современные астероиды (каменистые тела внутренней зоны) и ядра комет (ледяные тела внешней зоны). Столкновения астероидов друг с другом ведут к их дроблению. Как показывает изучение метеоритов, структура некоторых из них изменена под действием высокого давления (до сотен килобар), возникающего при столкновениях. в метеоритах короткоживущих изотопов, возникающих под действием космических лучей, показывает, что дробления, породившие эти метеориты, произошли 107-108 лет назад.
Ледяные ядра комет образуют облако вокруг планетной системы, простирающееся до 100-150 тыс.а. е. от Солнца. Там при низкой температуре льды сохраняются неограниченно долго. Под действием звёздных, а потом и планетных возмущений отдельные ядра переходят на меньшие орбиты и превращаются в короткопериодические кометы. Часто приближаясь к Солнцу, они испаряются и разрушаются за несколько десятков или сотен оборотов. Измерения радиоактивных изотопов и продуктов их распада показывают, что возрасты древнейших метеоритов составляют 4,7 млрд. лет. Поскольку астероиды, являющиеся родительными телами метеоритов, быстро аккумулировались в самом начале образования Солнечной системы, этот возраст принимается за возраст всей Солнечной системы. Измерение возраста лунных образцов показывает, что Луна образовалась в ту же эпоху, что и Земля. Излияния тёмных лав, заполнивших впадины лунных
«морей», произошли на миллиард лет позже (3,1-3,6 млрд. лет назад).
При аккумуляции планет происходил их разогрев, но у планет земной группы средняя температура поверхности определялась в основном нагревом от Солнца с влиянием парникового эффекта. Из более глубоких слоев тепло выходит медленно. Достаточно было остатка в 3-4%, чтобы нагреть недра Земли и Венеры до 1000-1500°C, а недра планет-гигантов до десятков тысяч градусов. Начальный разогрев Земли и Луны был связан как с выделением гравитационной энергии при их сжатии, так, вероятно, и с приливными деформациями этих двух первоначально близких тел. Дальнейшая эволюция их и др. планет земной группы определялась в основном накоплением тепла, выделившегося при медленном распаде радиоактивных элементов — урана, тория и др.,-имеющихся в ничтожно малых количествах во всех горных породах. Разогрев и частичное расплавление недр этих планет привело к выплавлению коры и выделению газов и паров. Последние у планет малой массы (Меркурий, Марс, Луна) полностью или в значительной мере рассеялись в пространство, а у более массивных планет в основном сохранились, образовав атмосферу и гидросферу (Земля) либо только атмосферу (Венера).
Лит.: Вопросы космогонии, т. 1-10, М., 1952-64. Шмидт О. Ю., Четыре лекции о теории происхождения Земли, 3 изд., М., 1957. Левин Б. Ю. Происхождение Земли. «Изв. АН СССР Физика Земли», 1972, № 7. Сафронов В. С., Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет, М., 1969. Symposium of the origine of the Solar system. Nicce, april 1972, P., 1972.
Б. Ю. Левин.
Звёздная космогония. Проблемы происхождения и эволюции звёзд, а также звёздных систем изучаются в разделе К., называемой звёздной К. В ходе эволюции звезда проходит стадии, которые определяются изменениями условий механического и теплового равновесия в её недрах (см. Звёзды). В результате ядерных реакций превращения водорода в гелий (которые служат источником энергии звёзд главной последовательности на Герцшпрунга-Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма) и части звёзд-гигантов) постепенно изменяется химический состав ядра звезды, причём средний молекулярный вес газа увеличивается, ядро уплотняется и разогревается. Исследования показывают, что это сопровождается увеличением светимости и радиуса звезды. На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда, в начале эволюции располагавшаяся на главной последовательности, приподнимается над ней.
По мере дальнейшего выгорания водорода у звёзд малой массы образуется ядро с плотностью, в сотни тыс. раз большей плотности воды, и температурой свыше 107 К. Газ при такой плотности оказывается вырожденным (см. Вырожденный газ). В ядре звезды водорода уже нет, вследствие чего ядерные реакции идут только в оболочке ядра, где температура достаточно высока и имеется водород. Звезда вздувается, на этой стадии её радиус в десятки раз больше, чем тот, который звезда имела на главной последовательности. светимость также сильно увеличивается, и звезда превращается в гиганта. Точка, соответствующая звезде на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла, вследствие эволюции звезды перемещается вправо вверх. Постепенно оболочка, расширяясь, становится прозрачной, и сквозь неё видно горячее ядро. Ультрафиолетовое излучение ядра заставляет газ оболочки светиться, из звезды-гиганта образуется планетарная туманность. После остывания ядра звезда превращается в белый карлик, который не имеет источников энергии и медленно остывает в течение миллиардов лет.
У звёзд, имеющих на начальной стадии несколько большую массу, эволюционные изменения протекают иначе. У таких звёзд температура ядра повышается до 120-140 млн. градусов и начинается реакция превращения гелия в углерод. при ещё более высоких температурах синтезируются и более тяжёлые ядра. Вследствие мощного выделения энергии ядро звезды расширяется. Соответствующая точка на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла сложным образом движется между ветвью гигантов и левой частью главной последовательности. Сбросив около половины массы, звезда также превращается в белый карлик.
Ещё более массивные звёзды (до 2 масс Солнца) скачком переходят от главной последовательности в область красных сверхгигантов. В их ядрах образуются всё более тяжёлые элементы, вплоть до наиболее плотно упакованного ядра атома железа. При дальнейшем повышении температуры ядра железа превращаются в ядра др. элементов, но при этом энергия уже не выделяется, а поглощается, и ядро звезды не нагревается при сжатии. Давление вырожденного газа не может уравновесить вес ядра, если его масса больше 1,4 массы Солнца, и оно продолжает сжиматься до тех пор, пока плотность вещества в нём не будет того же порядка, что и плотность атомных ядер. В это время под действием огромного давления электроны объединяются с ядрами, образуя нейтроны. Такими нейтронными звёздами, имеющими радиус около 10 км, являются Пульсары. Часть гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, передаётся оболочке, которая выбрасывается со скоростью несколько тыс.км/сек. происходит вспышка сверхновой звезды II типа. Сверхновые звёзды I типа образуются в конце эволюции звёзд меньшей массы.
Если масса ядра звезды превышает 2 массы Солнца, то сжатие не останавливается даже при ядерной плотности и происходит с увеличивающейся скоростью. Когда скорость падения вещества к центру звезды приближается к скорости света, звезда, в силу эффектов теории относительности, как бы застывает, перестаёт излучать (см. Коллапс гравитационный). Обнаружить такую коллапсировавшую звезду можно только по её гравитации или по излучению падающего на неё газа. Время эволюции звёзд существенно зависит от их массы. Для Солнца оно составляет 1010 лет, для звёзд спектрального класса О — несколько млн. лет (у таких звёзд запасы водорода быстро истощаются). Поэтому все наблюдаемые горячие звёзды — молодые, недавно образовавшиеся. Концентрация молодых звёзд в скопления и ассоциации показывает, что звёзды образуются группами. Связь этих групп с межзвёздной средой, в частности с тёмной полосой сжатого газа на кромке спиральных ветвей, и ряд др. фактов привели к представлению, что звёзды формируются при сжатии и дроблении больших газово-пылевых облаков на отдельные сгустки, которые продолжают сжиматься под действием собственного тяготения.
На начальной стадии эволюции (до момента прихода на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга — Ресселла) звезда светит за счёт энергии гравитационного сжатия. В это время точки, соответствующие звёздам, находятся на диаграмме выше и правее своего будущего положения на главной последовательности. Типичными представителями молодых звёзд средней массы, ещё не вполне сжавшимися, являются звёзды типа Т Тельца. Звёзды очень малой массы сжимаются миллиарды лет. представителями таких сжимающихся звёзд являются вспыхивающие звёзды типа UV Кита.
При образовании звёзд большую роль играет магнитное поле. Под действием сил гравитации межзвёздный газ скользит вдоль силовых линий, собирается с большого расстояния в плотные комплексы. Когда масса комплекса становится достаточно большой, он сжимается и поперёк силовых линий. При сжатии комплекса его вращение ускоряется. Дальнейшее сжатие становится возможным только при условии передачи части МКД окружающему газу. Это осуществляется вследствие закручивания силовых линий, натяжение которых передаёт вращение во внешнюю среду.
Галактическая космогония. Звёзды разных типов составляют в Галактике определенные подсистемы, которые образовались на различных стадиях формирования Галактики (см. Звёздные подсистемы). Сначала Галактика была протяжённым медленно вращающимся газовым облаком. Газ сжимался к центру. в процессе этого сжатия из него формировались звёздные скопления, большая часть которых позже рассеялась. Звезды, образовавшиеся в это время, движутся по очень вытянутым орбитам и заполняют слабо сплюснутый сфероид — тот объём, в котором ранее был газ. Эти звёзды входят в звёздные подсистемы, относящиеся к сферической составляющей Галактики. В отличие от звёзд, которые движутся практически без трения, газ теряет кинетическую энергию хаотических движений и сжимается. Радиус сфероида уменьшается, он ускоряет своё вращение, пока центробежная сила не уравновесит тяготение на экваторе.
После этого сжатие происходит главным образом к экваториальной плоскости. На этой стадии образовались подсистемы, относящиеся к промежуточной составляющей Галактики. После образования подсистем плоской составляющей газ уже не сжимался. он удерживался не столько движениями, сколько давлением магнитного поля. Звёзды, образовавшиеся из газа на этой стадии, входят в подсистемы плоской составляющей. Горячие звёзды и скопления, в состав которых они входят, — молодые, они входят также в плоскую составляющую. В других составляющих Галактики массивных звёзд нет, их эволюция уже закончилась. Различаются и скопления в разных составляющих. В плоских они содержат по нескольку сотен или тысяч звёзд и называются рассеянными, в сферических — десятки и сотни тысяч звёзд и называются по их виду шаровыми скоплениями. В плоских составляющих звёзды движутся в среднем по орбитам, близким к круговым, и колеблются относительно галактической плоскости. В промежуточных они движутся по более вытянутым орбитам, а в сферических составляющих плоскости вытянутых орбит ориентированы почти хаотически. Чем толще подсистема, тем больше дисперсия скоростей звёзд перпендикулярно плоскости.
Помимо возрастных и кинематических различий, подсистемы различаются и по химическому составу звёзд. В подсистемах промежуточных составляющих

Эту страницу предлагается объединить с Происхождение вселенной, История Вселенной, История развития представлений о Вселенной.Пояснение причин и обсуждение — на странице Википедия:К объединению/12 мая 2015.
Не удаляйте шаблон до подведения итога обсуждения.
Дата начала обсуждения — 12 мая 2015.

Космология

Изучаемые объекты и процессы

  • Вселенная
  • Наблюдаемая Вселенная
  • Крупномасштабная структура Вселенной
  • Реликтовое излучение
  • Тёмная энергия
  • Скрытая масса

История Вселенной

  • Основные этапы развития Вселенной
  • Возраст Вселенной
  • Формирование галактик

Наблюдаемые процессы

  • Космологическое красное смещение
  • Расширение Вселенной
  • Закон Хаббла
  • Нуклеосинтез

Теоретические изыскания

  • Космическая инфляция
  • Большой взрыв
  • Вселенная Фридмана
    • Сопутствующее расстояние
    • Модель Лямбда-CDM
    • Космологическое уравнение состояния
    • Критическая плотность
    • Космологический принцип
  • Модель горячей Вселенной

Космого́ния (греч. κοσμογονία; от κόσμος – мир, Вселенная + γονή – рождение) — наука, изучающая происхождение и развитие космических тел и их систем: звёзд и звёздных скоплений, галактик, туманностей, Солнечной системы, включая Солнце, планеты со спутниками, астероиды, кометы, метеориты.

Изучение космогонических процессов является одной из главных задач астрофизики. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. В современной космогонии широко используется методология физики и химии. Современная научная космогония опирается на астрофизику и изучает образование Вселенной, включая появление и развитие астрономических объектов.

Космогония и космология

Космологией является изучение структуры и изменений в современной Вселенной, в то время как научные области космогонии касаются вопроса происхождения Вселенной. Наблюдения нашей нынешней Вселенной, возможно, не только позволит дать предсказания на будущее, но они также предоставляют ключ к событиям, которые происходили давно, когда … космос только зарождался. Так работа по космологии базируется на астрофизике текущих наблюдений и построение моделей эволюции — космогонии не дублирует, а дополняет астрофизику.

Оригинальный текст (англ.)

— Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА)

Космогонию можно отличить от космологии, задача которой заключается в изучении Вселенной в целом на протяжении всего её существования. Существует некоторая неопределённость между этими двумя терминами, например, космологический аргумент из теологии о существовании Бога является обращением к космогонии, а не к космологическим идеям. На практике существует научное различие между космологическими и космогоническими идеями. Физическая космология — это наука, которая пытается объяснить все наблюдения, имеющие отношение к развитию и характеристике Вселенной в целом. Вопросы же о том, почему Вселенная ведёт себя таким образом, считаются экстра-научными, хотя и основываются, в том числе, на экстраполяции различных научных теорий на непроверенные или косвенно подтверждённые гипотезы, а также философские или религиозные идеи.

Научные космогонические гипотезы

Основная статья: Космогонические гипотезы

Большой взрыв

Основная статья: Большой взрыв

Общепринятой современной космогонической и космологической гипотезой является теория Большого взрыва. Однако, различные её интерпретации могут давать разные ответы на вопрос об изначальном происхождении ранней вселенной. Обычно предполагается, что началом Вселенной (и времени вообще) является космологическая сингулярность; главным аргументом в её пользу считается теорема Пенроуза. Имеются и другие предположения, например циклическая модель.

Исторические гипотезы

<imagemap>: неверное или отсутствующее изображение

В этом разделе не хватает ссылок на источники информации.Информация должна быть проверяема, иначе она может быть поставлена под сомнение и удалена.
Вы можете отредактировать эту статью, добавив ссылки на авторитетные источники.
Эта отметка установлена май 2014 года.

К:Википедия:Статьи без источников (тип: не указан)

Космогонические гипотезы имели целью объяснить однообразие движения и состава небесных тел. Они исходили из понятия о первоначальном состоянии материи, заполняющей всё пространство, которой присущи известные свойства, вызывающие все дальнейшие эволюции.

  • Гипотеза Канта
  • Гипотеза Лапласа — Роша
  • Гипотеза Фая
  • Гипотеза Джинса
  • Гипотезы Фесенкова

Теория стационарной Вселенной

Основная статья: Теория стационарной Вселенной

В космологии теория стационарной Вселенной — модель, разработанная в 1948 году Фредом Хойлом, Томасом Голдом, Германном Бонди и прочими в качестве альтернативы теории Большого взрыва. Согласно этой модели, по мере расширения Вселенной между разлетающимися галактиками постоянно создаётся новая материя. Таким образом космологический принцип соблюдается. Модель имела довольно большую поддержку среди космологов в 50-е и 60-е годы, но открытие реликтового излучения резко уменьшило количество её сторонников в конце 60-х годов. Сейчас сторонников у данной теории практически нет.

Происхождение Вселенной

Основная статья: Происхождение Вселенной

Происхождение Вселенной — любое описание или объяснение начальных процессов возникновения существующей Вселенной, включая образование астрономических объектов (космогонию), возникновение жизни, планеты Земля и человечества. Существует множество точек зрения на вопрос происхождения Вселенной, начиная с научной теории, множества отдельных гипотез, и заканчивая философскими размышлениями, религиозными убеждениями, и элементами фольклора.

Возраст Вселенной

Основная статья: Возраст Вселенной

Возраст Вселенной — время, прошедшее с момента Большого взрыва. Согласно современным научным данным (результаты WMAP9), оно составляет 13,830 ± 0,075 млрд лет. Новые данные, полученные с помощью мощного телескопа-спутника «Планк», принадлежащего Европейскому космическому агентству, показывают, что возраст Вселенной составляет 13,798 ± 0,037 миллиарда лет (68%-й доверительный интервал).

Мифические космогонии

Основная статья: История развития представлений о Вселенной

В истории развития представлений о Вселенной во многих культурах Земли существовали различные космогонические мифы о сотворении мира. Во многих из них считается, что мир создал Бог, такая идея называется «креационизм».

См. также

Космогония в Викисловаре

Cosmogony в Викиверситете

  • Астрономия
  • Системология
  • Цифровая физика
  • Эманация
  • Эсхатология
  • Существование
  • Происхождение жизни

Напишите отзыв о статье «Космогония»

Литература

Ссылки

  • Gregory A. Ancient Greek Cosmogony. — London: Duckworth, 2007.

<imagemap>: неверное или отсутствующее изображение

Для улучшения этой статьи желательно:

  • Найти и оформить в виде сносок ссылки на независимые авторитетные источники, подтверждающие написанное.К:Википедия:Статьи без источников (тип: не указан)
  • Добавить иллюстрации.К:Википедия:Статьи без изображений (тип: не указан)
  • Проверить достоверность указанной в статье информации.

Отрывок, характеризующий Космогония

Услыхав этот равнодушный голос, Ростов испугался того, что он делал; мысль встретить всякую минуту государя так соблазнительна и оттого так страшна была для него, что он готов был бежать, но камер фурьер, встретивший его, отворил ему дверь в дежурную и Ростов вошел.
Невысокий полный человек лет 30, в белых панталонах, ботфортах и в одной, видно только что надетой, батистовой рубашке, стоял в этой комнате; камердинер застегивал ему сзади шитые шелком прекрасные новые помочи, которые почему то заметил Ростов. Человек этот разговаривал с кем то бывшим в другой комнате.
– Bien faite et la beaute du diable, – говорил этот человек и увидав Ростова перестал говорить и нахмурился.
– Что вам угодно? Просьба?…
– Qu’est ce que c’est? – спросил кто то из другой комнаты.
– Encore un petitionnaire, – отвечал человек в помочах.
– Скажите ему, что после. Сейчас выйдет, надо ехать.
– После, после, завтра. Поздно…
Ростов повернулся и хотел выйти, но человек в помочах остановил его.
– От кого? Вы кто?
– От майора Денисова, – отвечал Ростов.
– Вы кто? офицер?
– Поручик, граф Ростов.
– Какая смелость! По команде подайте. А сами идите, идите… – И он стал надевать подаваемый камердинером мундир.
Ростов вышел опять в сени и заметил, что на крыльце было уже много офицеров и генералов в полной парадной форме, мимо которых ему надо было пройти.
Проклиная свою смелость, замирая от мысли, что всякую минуту он может встретить государя и при нем быть осрамлен и выслан под арест, понимая вполне всю неприличность своего поступка и раскаиваясь в нем, Ростов, опустив глаза, пробирался вон из дома, окруженного толпой блестящей свиты, когда чей то знакомый голос окликнул его и чья то рука остановила его.
– Вы, батюшка, что тут делаете во фраке? – спросил его басистый голос.
Это был кавалерийский генерал, в эту кампанию заслуживший особенную милость государя, бывший начальник дивизии, в которой служил Ростов.
Ростов испуганно начал оправдываться, но увидав добродушно шутливое лицо генерала, отойдя к стороне, взволнованным голосом передал ему всё дело, прося заступиться за известного генералу Денисова. Генерал выслушав Ростова серьезно покачал головой.
– Жалко, жалко молодца; давай письмо.
Едва Ростов успел передать письмо и рассказать всё дело Денисова, как с лестницы застучали быстрые шаги со шпорами и генерал, отойдя от него, подвинулся к крыльцу. Господа свиты государя сбежали с лестницы и пошли к лошадям. Берейтор Эне, тот самый, который был в Аустерлице, подвел лошадь государя, и на лестнице послышался легкий скрип шагов, которые сейчас узнал Ростов. Забыв опасность быть узнанным, Ростов подвинулся с несколькими любопытными из жителей к самому крыльцу и опять, после двух лет, он увидал те же обожаемые им черты, то же лицо, тот же взгляд, ту же походку, то же соединение величия и кротости… И чувство восторга и любви к государю с прежнею силою воскресло в душе Ростова. Государь в Преображенском мундире, в белых лосинах и высоких ботфортах, с звездой, которую не знал Ростов (это была legion d’honneur) вышел на крыльцо, держа шляпу под рукой и надевая перчатку. Он остановился, оглядываясь и всё освещая вокруг себя своим взглядом. Кое кому из генералов он сказал несколько слов. Он узнал тоже бывшего начальника дивизии Ростова, улыбнулся ему и подозвал его к себе.
Вся свита отступила, и Ростов видел, как генерал этот что то довольно долго говорил государю.
Государь сказал ему несколько слов и сделал шаг, чтобы подойти к лошади. Опять толпа свиты и толпа улицы, в которой был Ростов, придвинулись к государю. Остановившись у лошади и взявшись рукою за седло, государь обратился к кавалерийскому генералу и сказал громко, очевидно с желанием, чтобы все слышали его.
– Не могу, генерал, и потому не могу, что закон сильнее меня, – сказал государь и занес ногу в стремя. Генерал почтительно наклонил голову, государь сел и поехал галопом по улице. Ростов, не помня себя от восторга, с толпою побежал за ним.
На площади куда поехал государь, стояли лицом к лицу справа батальон преображенцев, слева батальон французской гвардии в медвежьих шапках.
В то время как государь подъезжал к одному флангу баталионов, сделавших на караул, к противоположному флангу подскакивала другая толпа всадников и впереди их Ростов узнал Наполеона. Это не мог быть никто другой. Он ехал галопом в маленькой шляпе, с Андреевской лентой через плечо, в раскрытом над белым камзолом синем мундире, на необыкновенно породистой арабской серой лошади, на малиновом, золотом шитом, чепраке. Подъехав к Александру, он приподнял шляпу и при этом движении кавалерийский глаз Ростова не мог не заметить, что Наполеон дурно и не твердо сидел на лошади. Батальоны закричали: Ура и Vive l’Empereur! Наполеон что то сказал Александру. Оба императора слезли с лошадей и взяли друг друга за руки. На лице Наполеона была неприятно притворная улыбка. Александр с ласковым выражением что то говорил ему.
Ростов не спуская глаз, несмотря на топтание лошадьми французских жандармов, осаживавших толпу, следил за каждым движением императора Александра и Бонапарте. Его, как неожиданность, поразило то, что Александр держал себя как равный с Бонапарте, и что Бонапарте совершенно свободно, как будто эта близость с государем естественна и привычна ему, как равный, обращался с русским царем.

Александр и Наполеон с длинным хвостом свиты подошли к правому флангу Преображенского батальона, прямо на толпу, которая стояла тут. Толпа очутилась неожиданно так близко к императорам, что Ростову, стоявшему в передних рядах ее, стало страшно, как бы его не узнали.
– Sire, je vous demande la permission de donner la legion d’honneur au plus brave de vos soldats, – сказал резкий, точный голос, договаривающий каждую букву. Это говорил малый ростом Бонапарте, снизу прямо глядя в глаза Александру. Александр внимательно слушал то, что ему говорили, и наклонив голову, приятно улыбнулся.
– A celui qui s’est le plus vaillament conduit dans cette derieniere guerre, – прибавил Наполеон, отчеканивая каждый слог, с возмутительным для Ростова спокойствием и уверенностью оглядывая ряды русских, вытянувшихся перед ним солдат, всё держащих на караул и неподвижно глядящих в лицо своего императора.
– Votre majeste me permettra t elle de demander l’avis du colonel? – сказал Александр и сделал несколько поспешных шагов к князю Козловскому, командиру батальона. Бонапарте стал между тем снимать перчатку с белой, маленькой руки и разорвав ее, бросил. Адъютант, сзади торопливо бросившись вперед, поднял ее.
– Кому дать? – не громко, по русски спросил император Александр у Козловского.
– Кому прикажете, ваше величество? – Государь недовольно поморщился и, оглянувшись, сказал:
– Да ведь надобно же отвечать ему.
Козловский с решительным видом оглянулся на ряды и в этом взгляде захватил и Ростова.
«Уж не меня ли?» подумал Ростов.
– Лазарев! – нахмурившись прокомандовал полковник; и первый по ранжиру солдат, Лазарев, бойко вышел вперед.
– Куда же ты? Тут стой! – зашептали голоса на Лазарева, не знавшего куда ему итти. Лазарев остановился, испуганно покосившись на полковника, и лицо его дрогнуло, как это бывает с солдатами, вызываемыми перед фронт.

Космого́ния (греч. κοσμογονία, от греч. κόσμος — мир, Вселенная и греч. γονή — рождение), область науки, в которой изучается происхождение и развитие космических тел и их систем: звёзд и звёздных скоплений, галактик, туманностей, Солнечной системы и всех входящих в неё тел — Солнца, планет (включая Землю), их спутников, астероидов (или малых планет), комет, метеоритов. Изучение космогонических процессов является одной из главных задач астрофизики. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. В современной космогонии широко используются законы физики и химии.

Космогонические гипотезы XVIII—XIX веков относились главным образом к происхождению Солнечной системы. Лишь в XX веке развитие наблюдательной и теоретической астрофизики и физики позволило начать серьёзное изучение происхождения и развития звёзд. В 1960-х началось изучение происхождения и развития галактик, природа которых была выяснена только в 1920-е.

Очерк истории космогонических исследований Править

После общих идей о развитии небесных тел, высказанных ещё греческими философами IV—I веках до н. э. (Левкипп, Демокрит, Лукреций), наступил многовековой период господства теологии. Лишь в XVII веке Рене Декарт отбросил миф о сотворении мира и нарисовал картину образования всех небесных тел в результате вихревого движения мельчайших частиц материи. Фундамент научной планетной Космогонии заложил И. Ньютон, который обратил внимание на закономерности движения планет. В 1745 Бюффон высказал гипотезу, что планеты возникли из сгустков солнечного вещества, исторгнутых из Солнца ударом огромной кометы (в то время кометы считались массивными телами). В 1755 Кант опубликовал книгу «Всеобщая естественная история и теория неба…», в которой впервые дал космогоническое объяснение закономерностям движения планет. В конце XVIII века на основании наблюдений Гершеля возникла гипотеза об образовании звёзд из туманностей путём их «сгущения» и гипотеза Лапласа о происхождении Солнечной системы.

На протяжении XIX и XX веков возникали и разрабатывались многие космогонические теории и гепотезы (гипотеза Мультона и Чемберлина, гипотеза Джинса), проводились исследования, давшие толчок современной науке (Гельмгольц, 1854; У. Томсон, 1862, К. Вейцзеккер, Х. Бете.

В разработке космогонии галактик делаются лишь первые шаги. Проводится классификация галактик и их скоплений. Изучаются эволюционные изменения звёзд и газовой составляющей галактик, их химического состава и др. параметров, природа начальных возмущении, развитие которых привело к распаду расширяющегося газа Метагалактики на отдельные сгущения, природа мощного радиоизлучения, которым обладают некоторые галактики, и связь его с взрывными процессами в ядрах.

Планетная космогония Править

В 1940-х, после крушения гипотезы Джинса, планетная космогония вернулась к классическим идеям Канта и Лапласа об образовании планет из рассеянного вещества (гипотеза Шмидта). В настоящее время является общепризнанным, что большинство планет аккумулировалось из твёрдого, а Юпитер и Сатурн также и из газового вещества.

Рост планет земной группы прекратился тогда, когда они вобрали в себя практически всё твёрдое вещество, имевшееся в районе их орбит (только у Марса часть вещества из его «зоны питания», вероятно, была поглощена массивным Юпитером). Но у планет-гигантов рост прекратился тогда, когда они действием своего притяжения выбросили из зоны своего формирования все «промежуточные» тела и их обломки, а также газы (в рассеянии последних важную роль могло сыграть интенсивное корпускулярное излучение молодого Солнца).

При аккумуляции планет происходил их разогрев, но у планет земной группы средняя температура поверхности определялась в основном нагревом от Солнца с влиянием парникового эффекта. Из более глубоких слоев тепло выходит медленно. Достаточно было остатка в 3—4 %, чтобы нагреть недра Земли и Венеры до 1000—1500 °С, а недра планет-гигантов до десятков тысяч градусов. Начальный разогрев Земли и Луны был связан как с выделением гравитационной энергии при их сжатии, так, вероятно, и с приливными деформациями этих двух первоначально близких тел. Дальнейшая эволюция их и др. планет земной группы определялась в основном накоплением тепла, выделившегося при медленном распаде радиоактивных элементов — урана, тория и др.,—имеющихся в ничтожно малых количествах во всех горных породах. Разогрев и частичное расплавление недр этих планет привело к выплавлению коры и выделению газов и паров. Последние у планет малой массы (Меркурий, Марс, Луна) полностью или в значительной мере рассеялись в пространство, а у более массивных планет в основном сохранились, образовав атмосферу и гидросферу (Земля) либо только атмосферу (Венера).

Эта часть статьи основана на работе Б. Ю. Левина.

Звёздная космогония Править

Проблемы происхождения и эволюции звёзд, а также звёздных систем изучаются в разделе космогонии, называемой звёздной космогонии. В ходе эволюции звезда проходит стадии, которые определяются изменениями условий механического и теплового равновесия в её недрах (см. Звёзды).

На начальной стадии эволюции (до момента прихода на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга — Ресселла) звезда светит за счёт энергии гравитационного сжатия. В это время точки, соответствующие звёздам, находятся на диаграмме выше и правее своего будущего положения на главной последовательности. Типичными представителями молодых звёзд средней массы, ещё не вполне сжавшимися, являются звёзды типа τ Тельца. Звёзды очень малой массы сжимаются миллиарды лет; представителями таких сжимающихся звёзд являются вспыхивающие звёзды типа μ Кита.

При образовании звёзд большую роль играет магнитное поле. Под действием сил гравитации межзвёздный газ скользит вдоль силовых линий, собирается с большого расстояния в плотные комплексы. Когда масса комплекса становится достаточно большой, он сжимается и поперёк силовых линий. При сжатии комплекса его вращение ускоряется. Дальнейшее сжатие становится возможным только при условии передачи части МКД окружающему газу. Это осуществляется вследствие закручивания силовых линий, натяжение которых передаёт вращение во внешнюю среду.

Галактическая космогония Править

Звёзды разных типов составляют в Галактике определенные подсистемы, которые образовались на различных стадиях формирования Галактики (см. Звёздные подсистемы). Сначала Галактика была протяжённым медленно вращающимся газовым облаком. Газ сжимался к центру; в процессе этого сжатия из него формировались звёздные скопления, большая часть которых позже рассеялась. Звезды, образовавшиеся в это время, движутся по очень вытянутым орбитам и заполняют слабо сплюснутый сфероид — тот объём, в котором ранее был газ. Эти звёзды входят в звёздные подсистемы, относящиеся к сферической составляющей Галактики. В отличие от звёзд, которые движутся практически без трения, газ теряет кинетическую энергию хаотических движений и сжимается. Радиус сфероида уменьшается, он ускоряет своё вращение, пока центробежная сила не уравновесит тяготение на экваторе. После этого сжатие происходит главным образом к экваториальной плоскости. На этой стадии образовались подсистемы, относящиеся к промежуточной составляющей Галактики. Горячие звёзды и скопления, в состав которых они входят, — молодые, они входят также в плоскую составляющую.

Звёзды и межзвёздная среда представляют собой 2 фазы эволюции вещества галактик. Со временем межзвёздная среда истощится, в Галактике исчезнут молодые звёзды, большая часть массы будет сосредоточена в звёздах малой массы, которые эволюционируют медленно, а также в остатках звёзд: в белых карликах, нейтронных звёздах и более массивных остатках, находящихся в состоянии коллапса.

Литература Править

Ссылки Править

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *