Что такое космогония
Космогония (от греч. «космос» — «мировой порядок», «го-нос» — «происхождение») — наука о происхождении и эволюции различных космических объектов, таких как планеты, звезды, галактики. В том числе космогония изучает становление и развитие Солнечной системы. Однако она не затрагивает проблему происхождения Вселенной. Этим вопросом занимается космология.
Согласно современным представлениям, Вселенная никогда не происходила: она вечна. Ее расширение началось около 13-15 млрд лет тому назад или, по последним расчетам, 20 млрд лет назад с Большого Взрыва малой частицы вещества сверхвысокой плотности. По другой версии Вселенная состояла из равномерно заполнявшей ее плазмы, в которой возникли электромагнитные возмущения. Под действием гравитации выброшенное взрывом вещество (или возмущения плазмы) начало сгущаться и образовались т.н. протогалактики, т.е. зародыши звездных систем.
Окончательное становление галактик произошло после возникновения звезд первого поколения. Первоначально это были сжимавшиеся и уплотнявшиеся от собственного тяготения сгущения газовой туманности, названные протозвездами. С увеличением плотности и давления в недрах протозвезд повышалась температура. Когда она достигла нескольких миллионов градусов в протозвездах начались ядерные реакции превращения водорода в гелий.
Энергия термоядерного синтеза остановила сжатие вещества и значительно повысила его температуру, вызвав самосвечение протозвезды. Сегодня в нашей Галактике 98% массы приходится на сформировавшиеся звезды разных типов, а остальное на газопылевую туманность. Можно сказать, что эволюция звездной системы в целом закончена.
Наша звездная система имеет вид спиральной галактики с длинными рукавами. Солнце сформировалось на т.н. коротационной окружности системы, на которой сосредоточены звезды, угловая скорость обращения которых вокруг галактического ядра равняется угловой скорости волн уплотнения вещества. Вдоль этой окружности расположены многие другие звезды, подобные Солнцу. В спиральных рукавах находятся звезды совершенно иных типов и даже возраста, в особенности сверхновые, о которых будет рассказано ниже.
Тип новорожденной звезды зависит от количества и состояния слагающего ее вещества — преимущественно от его массы и плотности. От них же зависят поверхностная температура и светимость звезды, а также дальнейшая эволюция новорожденных объектов. Выделяются следующие основные типы звезд: красные карлики, желтые карлики (подобные Солнцу), оранжевые и голубые звезды. Их судьбы различны. Масса определяет количество расходуемого ядерного материала, а светимость — интенсивность расхода в виде излучения.
Самые малые карлики живут до 100 млрд лет. Звезды, подобные Солнцу, расходуют свой запас энергии за 10 млрд лет, а крупные потухают за 1-2 млн лет. Солнце существует уже 5 млрд лет, следовательно, оно потухнет лишь спустя примерно такой же интервал времени. Потухание звезды связано с выгоранием водорода и его переходом в гелий, который формирует внутри звезды плотное ядро. Во внешних, неядерных слоях долго сохраняются небольшие остатки водорода, а потому все еще протекают реакции синтеза с выделением света.
В гелиевом ядре никакие реакции вначале невозможны. Но по мере его сжатия и уплотнения и в недрах ядра начинается превращение гелия в углерод. Наступает старение звезды. Потухающая немассивная звезда может превратиться в желтого сверхгиганта, затем стать пульсирующей, а после того она становится красным гигантом. Внешние слои звезды, многократно увеличиваясь в размерах, постепенно утрачивают связь с ядром и распыляются в мировом пространстве. Оставшееся ядро превращается в белый карлик. Такая судьба ждет и наше Солнце.
Массивные звезды заканчивают свои дни мощным взрывом, который принято называть взрывом сверхновой. Ядро сверхновой стремительно сжимается и превращается в невероятно плотную нейтронную звезду. Взорвавшиеся и распыленные в космосе в виде прямого выброса внешние слои сверхновой превращаются в газовые туманности со сложным составом. Они служат основой для возникновения протозвезд, которые со временем превратятся в настоящие звезды второго поколения.
Судя по химическому составу, Солнце сложено именно из остатков сверхновой, т.е. является в эволюционном плане звездой второго поколения. Газовая туманность, сформировавшая нашу звезду, послужила одновременно основой для возникновения вокруг нее первичных планетных образований. В настоящий момент в нашей Галактике можно наблюдать взрывы сверхновых, красные гиганты и белые карлики, т.е. все стадии развития звезд. Астрономические и астрофизические наблюдения за этими объектами позволили сделать выводы об истории Солнца.
Наиболее широким признанием в настоящее время пользуется теория зарождения звезд в процессе конденсации газопылевого межзвездного вещества. Под действием гравитационных сил первоначальное гигантское скопление холодного вещества принимает форму, близкую к сфере, и начинает сжиматься. Потенциальная энергия уменьшается, однако, возрастают кинетическая и тепловая (внутренняя), вследствие чего вещество постепенно нагревается и начинает излучать тепло в окружающее пространство.
Эта фаза развития звезды называется «контракционной» (от лат. «контрактно» — «сжатие»). Гравитационная энергия является единственным источником нагрева формирующейся звезды только в самом начале контракционной фазы, когда перенос энергии в протозвездной области осуществляется только конвекционным путем.
После того, как светимость звезды достигает порогового значения, она начинает очень быстро сжиматься. Из-за резкого уменьшения радиуса звезды растет ее внутренняя температура, но светимость падает. На этом этапе во внешних слоях звезды начинается сгорание дейтерия, которое вызывает другие низкотемпературные ядерные реакции с выгоранием лития, бериллия, бора и т. п. В центре же звезды образуется область лучистого равновесия — так называемое «лучистое ядро». Сжатие звезды постепенно замедляется, светимость стабилизируется. Температура поверхности звезды, тем не менее, продолжает расти, что вскоре приводит к началу стадии сгорания водорода. Если на предыдущие стадии затрачивалось всего по несколько миллионов лет, то теперь для достижения следующего этапа развития звезде требуются и сотни миллионов лет. С переходом к термоядерной стадии темп эволюции звезды сильно замедляется.
Так, например, за 3 млрд лет, прошедшие со времени начала термоядерной стадии эволюции Солнца, оно лишь «немного» разогрелось: в ту эпоху — период докембрия — оно излучало не более чем на 20% слабее, чем сейчас, а средняя температура Земли составляла приблизительно 0 С. Однако рано или поздно начинается сжатие гелиевого ядра звезды и его нагрев. При этом происходит серия скачкообразных изменений в структуре звезды, температура в ее центральной области достигает 300 млн С, а выход энергии в пространство практически прекращается из-за непрозрачности вещества ядра и слабой циркуляции в этой области.
Вырождение вещества ядра прекращается, ядро несколько расширяется и охлаждается. Однако при этом вещество ядра выходит за его пределы и соприкасается с богатым водородом веществом лучистой оболочки. Это соприкосновение почти мгновенно (по звездным меркам) изменяет структуру звезды, превращая ее в химически однородный шар с почти абсолютным содержанием гелия. Этот процесс называют гелиевой вспышкой. У звезд, богатых гелием, теоретически возможны устойчивые пульсации, но значительно чаще гелиевая звезда превращается в белый карлик (иногда минуя на этом пути стадию белого гиганта).
