Космогония на Слънчевата система
Въпросите, свързани с произхода и развитието на космическите тела, са обединени в обширен клон от астрономията, наречен космогония. Ивзодите на космогонията имат огромно, не само астрономическо, но и общо научно, философско значение, защото лежат в сновата на съвременния научен мироглед.
Космогонически представи, макар и наивни, са създадени още в дълбока древност. За това ни говорят митовете и легендите, достигнали до нас. Първите опити за обясняване произхода на Вселената са били в тясна връзка със зараждащата се и развиващата се религия. Не случайно във всички религиозни книги се привеждат легенди за произхода на света. Въпреки че библейската легенда за "сътворението на света" е противоречила даже и на старите научни схващания, тя е била възприета от църквата като догма и най-малкото съмнение в нея е било строго наказвано.
Една от най-важните космогонични проблеми е приозходът на Слънчевата система. Разработвани са много хипотези за възникването и развитието, но все още има подробности, които да се изясняват. В нашата система се наблюдават редица особенсоти. Например преобладаващата маса (99%) принадлежи на Слънцето. Почти всички големи планети обикалят около Слънцето по приблизително кръгови орбити в една посока, кояето е и посоката на неговото околоосно въртене, като орбиталните им равнини почти съвпадат.
Първата хипотеза за образуването на Слънчевата система е предложена през 1755 г. от Кант. Според нея Слънчевата система е образувана от газово прахообразен облак, в центъра на който е възникнало Слънцето, а от сгъстявания в периферните области - планетите. Втората класическа хипотеза от 1796 г. е на Лаплас - планетната система е произлязла от нагрята мъглявина, въртяща се около ос, като при изстиването съгласно законите на механиката тя се свива, отделят се пръстени, от които се образуват планетите.
Огромно множество от хипотези днес има само исторически значение - на Мултон, Джефриз, Джийнс, Фай... От няколко различни хипотези, най-важните от които са предложени от Шмит, Хойл и Алфен е развита следната представа за космогонията на Слънчевата система. Всички тела от Слънчевата система са образувани преди около 6*109 години като предизвикани от гравитационни и магнитни сили сгъстявания на част от веществото на относително хладна мъглявина, разположена около Слънцето. Излъчването на Слънцето е действало като фактор, изтласкващ газовете на по-голямо разстояние, поради което планетите гиганти имат по-малка плътност. Земята е достигнала съвременната си маса за около 2*108 години с температура в центъра около 1000 градуса и хладна повърхност. След това температурата се е повишила поради отделената в недрата ѝ енергия от радиоактивни елементи. Така в ядрото на Земята се концентрирали по-тежките елементи, а по-леките образували земната кора.
Космогония на звездите
Докато ние сме в състояние да изучаваме отблизо само нашата планетна система (други подобни системи с по-трудно наблюдаеми), то можем да изследваме милиони различни звезди, намиращи се в различни стадии от своето развитие. Ето защо произходът на звездите в общи линии може да се счита за решен.
Звездите имат различна възраст - от 106 до 1010 години - най-младите звезди са в звездните асоциации и разсеяните купове, а най-старите - в сферичните. Звездообразуването се извършва в газово-прахообразни мъглявини, в които под действието на различни механизми започва гравитационна кондензация. Най-плътните области от дифузна материя, които могат да се наблюдават, се наричат глобули (тъмни петънца с неголеми ъглови размери) и слонски хоботи (изтеглени като нишка). В тях започва гравитационна кондензация - облакът се свива и нагрява, образува се прото-звезда. Кондензирането е процес, който е сложен, тъй като едновременно въздействат много фактори - гравитация, електромагнитни сили, налягане на светлината и други. Свиването продължава, температурата достига няколко милиона градуса и от момента, в който започне протичането на термоядрените реакции, протозвездата става звезда.
Звезда като Слънцето се свива за около 108 години, а се задържа около 2*1010 години.
Положението на една звезда върху главната последователност се определя единствено от нейната маса. Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-висока е нейната температура, толкова повече енергия изразходва и по-кратко време се намира в главната последователност.
Тези изводи за създаването и еволюцията на звездите са резултат от теоритични разработки преди всичко на т.нар. звездни модели, но могат да бъдат проверени и с наблюдателни данни.
Според друг възглед, изказан от известния съветски учен В. Амбарцумян, звездите се образуват от ненаблюдаемо свръхплътно вещество, съсредоточено вероятно в ядрата на галактиките. Ето защо Амбарцумян и неговите последователи обръщат особено внимание на различните прояви и особености на тези ядра, съставляващи активността на галактичните ядра.
Космология
Космогонията на звездите и най-вече на галактиките, е тясно свързана с друг обширен раздел - космологията. Това е науката за макроструктурата и еволюцията на Вселената, разглеждана като единно цяло. Космологията се основава върху фундаменталните природни закони (физични), върху астрономическите наблюдения и върху философията. Основната трудност в космологията се състои в това, че някои наблюдаеми обекти за твърде отдалечени и за тях не може да се получи достатъчно информация. Други части от Вселената пък са напълно ненаблюдаеми.
Космологически парадокси
Ако предположим, че Вселената е безкрайна във времето и пространството и е равномерно запълнена с космически тела (например със звезди), мислими са следните трудности: а) Звездното небе трябва да притежава яркостта на Слънцето, тъй като във всяак посока зрителният лъч трябва да прободе звезда. б) Съгласно закона за гравитацията на всяко материално тяо ще действа безкрайно голяма сила. в) В резултат на излъчването на звездите всички тела трябва, макар и след дълъг интервал от време, да изравнят своята температура. Тези три трудности се наричат фотометричен, гравитационен и термодинамичен парадокс, защото те не се наблюдават, но тяхното обяснение не е тривиално. Обяснение с възможно или поне един от фундаменталните закони се видоизмени по подходящ начин, или ако се приеме, че Вселената има йерархическа структура, или че не е безкрайна в пространството.
Модели на Вселената
Построяването на завършена космологична теория е възможно само при използване на метода на моделите. Някои от свойствата на пространството и времето , заедно с избрани физични закони се приемат за основни и от тях се получава математическо описание - модел на Вселената. Въз основа на свойствата на модела се получават уравнения, които свързват някои наблюдаеми величини (например броя на галактиките) с разстоянието до наблюдателя (тоест нашата Галактика). Проверката на модела се състои в това, че следствията от него се сравняват с наблюденията. Ако няма съвпадения, моделът трябва да се отхвърли.
Космологичните модели се представят от уравнения и параметри (кривина на пространството, константа на Хъбъл, изменение на константата на Хъбъл с времето). Космологичните модели са евклидови, затворени и отворени, в зависимост от метриката на пространството. В зависимост от разпределението на материята в пространството те са еднородни и изотропни, и нееднородни и анизотропни. При еднородно изотропните модели плътността на материята е постоянна, а при нееднородните - се променя.
Най-голямо значение за проверката на космологичните модели и за правилен избор на моделите имат тези обекти, които са разположени на най-голямо разстояние от нас, тъй като при тях ефектите от изкривяване на пространството са най-големи и следователно наблюдаеми. Космологичните модели не могат да бъдат проверявани с помощта на обекти, които са на близко разстояние - до милиони парсеци от нас.
Понастоящем от всички предложени космологични модели най-добро съгласие с наблюденията дава така наречената "гореща" Вселена. Съгласно този модел преди около 1010 години Вселената, намираща се в състояние на свръхвисока плътност, с необикновено висока температура, е експлоадирала и още продължава да се разширява (червеното преместване). Последствие на този взрив е т.нар. реликтово (или остатъчно) радиоизлъчване.
Моделът "гореща Вселена" е основан върху общата теория за относителността на Айнщайн и се включва към разширяващите се модели. Всички космологични модели, при които е включено разширение, се наричат фридманови модели, тъй като тяхното съществуване е предсказано през 1922 г. от А. Фридман.