Космогонія

КОСМОГО́НІЯ (грец. ϰοσμογονία, від ϰóσμος — світ, Всесвіт і γονή — народже­н­ня) — наука, що ви­вчає походже­н­ня та роз­виток космічних тіл і їхніх систем: галактик, туман­ностей, зір і зоряних скупчень, Сонця та тіл Сонячної сис­теми (великих, карликових і ма­­лих (астероїдів) планет, їхніх су­­путників, комет, метеоритів). До 19 ст. дослідже­н­ня космогонії стосувалися пере­важно походже­н­ня Сонячної системи. У 20 ст. роз­виток фізики та спо­стереженої астрофі­зики заклав основи ви­вче­н­ня від­даленіших обʼєктів: зір, їхніх скупчень, галактик тощо. Після загальних ідей про роз­виток небесних тіл, висловлених грецькими філософами 4–1 ст. до нашої ери (Демокрит, Лукрецій тощо), тривалий час панувала теологічна картина. 1600 італійський філософ Дж. Бруно зробив при­­пуще­н­ня про можливість існува­н­ня планет навколо інших зірок, які по­стійно народжуються та вмирають. 1644 французький філософ, математик, фізик Р. Декарт висунув гіпотезу еволюційного походже­н­ня небесних тіл шляхом утворе­н­ня локальних вихорів у початково холодному газовому середовищі. Пізніше її вдосконалювали осно­­воположник німецької класичної фі­­ло­со­фії І. Кант (1755) і французький астро­­ном, математик, фізик П.-С. Лап­­лас (1795).

У 1796 П.-С. Лаплас роз­винув нову гіпотезу й описав утворе­н­ня Сонця та Сонячної системи з роз­жареної газової туман­ності, що повільно обертається: під дією гравітації її центральна частина стискувалася, внаслідок чого швидкість оберта­н­ня зро­стала, а форма сплющувалась; під дією зростаючої при стискуван­ні від­центрової сили від протосонця від­окремлювалися і охолоджувалися окремі згустки, які стали матеріалом для утворе­н­ня планет, супутників комет тощо. Оскільки І. Кант і П.-С. Лаплас роз­глядали можливість утворе­н­ня планет з роз­­­сіяної речовини, часто говорять про єдину гіпотезу Канта–Лапласа. На­прикінці 19 ст. зʼяви­ла­ся гіпотеза американських вчених Ф. Муль­­тона і Т. Чемберлена про утворе­н­ня планет із дрібних твердих частинок — планетезималі. Вони помилково вважали, що планетезималі, які обертаються навколо Сонця, могли виникнути при охолоджен­ні викинутої Сон­цем речовини (таке утворе­н­ня суперечить закону збереже­н­ня моменту кількості руху). 1745 французький природодослідник Ж.-Л.-Л. Бюф­фон за­пропонував ката­строфічну гіпотезу, згідно з якою тіла Сонячної системи утворилися з уламків, що виникли при зі­ткнен­ні Сонця з масивною ко­­метою. Її на початку 20 ст. роз­­роб­ляв англійський астроном і фізик Дж.-Г. Джинс.

Дещо інший під­хід 1943 за­пропонував математик, астроном, геофізик, академік АН УРСР і СРСР О. Шмідт, удосконаливши гіпотезу Канта–Лапла­са припуще­н­ням, що обертаючись навколо центра галактики Сонце захопило хмару з холодних тіл і частинок пилу, з якої сформувалися холодні щільні допла­нетні тіла — планетезималі. Зго­­дом радянські науковці зʼясували основні риси еволюції протопланетних хма­­ри та процесу формува­н­ня пла­нет, а сам процес умовно роз­ділили на 2 етапи. На 1-му етапі з пилової складової хмари утворилося без­ліч проміжних тіл роз­міром у сотні кілометрів (у газопиловій хмарі пилинки під дією гравітації опускалися до центру й утворювали пиловий субдиск, який при досягнен­ні критичної гус­тини роз­падався на без­ліч пилових згущень внаслідок гравітаційної не­стійкості; зі­ткне­н­ня окре­мих згущень викликало обʼєд­на­н­ня та подальше стискува­н­ня більшості з них, зумовлюючи утворе­н­ня компактних тіл). На 2-му етапі з рою проміжних тіл та їхніх уламків зароджувалися планети (тіла рухалися коловими орбітами у площині початкового пилового шару, зливались одне з од­ним і вичерпували залишки первин­ного пилу й уламки; тіла, котрі росли найшвидше, ставали зародками майбутніх планет). У 1960-х рр. зʼявилися перші результати на­ближеного чисельного моделюва­н­ня процесів спільного утворе­н­ня Сонця та протопланетної хма­ри, де роз­глядалося від­діле­н­ня речовини від протосонця на стадії стискува­н­ня, через на­стан­­ня в ньому ротаційної не­стійкості при вирівнюван­ні на екваторі від­центрової сили та сили тяжі­н­ня. Для поясне­н­ня роз­поділу моменту кількості руху між Сонцем і планетами англійський фізик Ф. Гойл викори­став ідею шведського астрофізи­ка Г. Альвена про можливість магнітного зчепле­н­ня Сонця, що оберталося, та іонізованої речовини про­­топланетної хмари, завдяки чому Сонце може ди­станційно пере­давати момент прилеглим частинам хмари.

Космогонія зоряних скупчень, зірок і планетних систем. Астрофізичні дані свідчать, що зірки утворюються в газопилових комплексах масою ≥ 10⁵ мас Сонця. Роз­почавши стискуватися, ця велика хмара бере участь у загальному обертан­ні галактики, тому не може стиснутися до значної густини че­­рез великий момент оберта­н­ня та прагне до роз­паду на окремі фрагменти. Такий процес послі­довної ступінчастої фрагментації су­проводжується турбуленцією, ударними хвилями, пере­хреще­н­ням магнітних полів, припливною взаємодією фрагментів тощо та є склад­ним і до кінця не зро­зумілим. Проте еволюцію окремого фраг­­менту з масою в 1 масу Сонця та початковим моментом оберта­н­ня K′ ≈ 10⁵³ г×см²/сек. можна простежити шляхом роз­рахунків, які показують, що замість протозірки може виникнути не­стійке кільце, яке починає роз­биватися на окремі фрагменти, фор­­муючи кратні зірки.

При значно меншому K′ імовірнішим є утво­ре­н­ня одиночної зірки та малих фрагментів навколо неї. Статистичний роз­гляд процесу росту зародків планет при певних припущен­нях щодо роз­поділу моменту кількості руху в диску приводить до спо­стереженого закону планетних від­­­­станей. Акреційні диски формують­ся і по­близу по­двійних зоряних систем, коли одна із зірок своїм тя­­жі­н­ням від­тягує газ у сусідньої (за­звичай у великої та не такої щільної зірки). 1991 американські астро­­фізики С. Балбюс і Дж. Голей припустили, що коли речовина в акреційному диску має високу електро­провід­ність і пронизана слабким магнітним полем, то в диску зʼявляється магніто-ротаційна не­стійкість, яка ві­ді­грає основну роль у динаміці акреційних дисків. Роз­вʼя­за­н­ням рівня­н­ня гідродинаміки були побудовані моделі газопилового диска, що обертається навколо Сонця, згідно яким температура в центральній площині диска падає з від­стан­ню від Сонця за залежністю r^-1-r^-1/2, складаючи 300–400 К на від­стані r = 1 астрономічна одиниця і десятки К на r ~ 10–20 астрономічних одиниць. Структуру внутрішніх зон диска від­ображає модель, покладена в основу досліджень О. Шмідта і його спів­робітників. Хімічні і фізичні роз­ра­хунки показують, що при знижен­ні температури в довільній частині туман­ності хоча б до 1600 K, там починають зʼявлятися перші металеві елементи типу алюмінію і титану, які можуть утворювати оксиди металів у формі мікро­скопічних пилинок. Із подальшим зни­же­н­ням температури зовнішніх ділянок протопланетної туман­ності до 1400 K зʼявляється ще один важливий елемент — залізо.

Після цього починають утворюватися мікро­­скопічні частинки залізонікелевого спла­ву у ви­гляді окремих пилинок. При температурі 1300 K зʼявляються твер­ді частинки силікатів, при температурі близько 1200 K утворюються мінера­ли магнію (напр., силікат магнію, ен­статіт (MgSiO₃) тощо). Оскільки місцеві умови ви­значаються від­стан­ню від нещодавно сфор­мованого Сонця, в певних зонах при температурі £ 300 K починають утворюватися молекули води. Поза Головним поясом астероїдів, при температурі ~ 100–200 K, у найвід­даленішій частині протосонячної туман­ності утворилися аміак, метан та їхній лід. У зовнішній частині Сонячної системи ці льоди збереглися дони­ні у кометах і в крижаних супутниках планет-гігантів.

Космогонія планет і їхніх супутників. При моделюван­ні окремих стадій еволюції протопланетної хмари й утворе­н­ня планет велику увагу приділяють початковій стадії — опускан­ню пилинок у центральній пло­щині диска та їхньому злипан­ню в умовах допланетної хмари, тривалість якої значною мірою залежить від швидкості росту пилинок. Подальший роз­пад пилового диска, утворе­н­ня пилових згущень та пере­творе­н­ня на рій компактних тіл астероїдних роз­мі­рів з космогонічної точки зору був досить швидким (< 10⁶ р.), але акумуляція планет з рою проміжних тіл і їхніх уламків триває знач­но довше. Компʼютерне моделюва­н­ня продемонструвало за­­лежність кінцевого числа планет від маси речовини в допланетній хмарі. Американський науковець С. До­­ул виявив, що при масі хмари > 0,15 М тіла зливаються в єдиний зіркоподібний супутник Сонця, що є ще одним під­твердже­н­ням правильності моделі маломасивної допланетної хмари. Остан­німи роками виконані трудомісткі роз­­рахунки динаміки рою тіл у зоні утворе­н­ня планет земної групи, котрі під­твердили як характер роз­поділу швидкості на заключному етапі росту планет, так і час аку­муляції Землі (~ 10⁸ р.), які раніше оцінювалися лише аналітичними ме­тодами. Процес утворе­н­ня пла­нет земної групи простежений досить детально, а роз­рахована від­стань між планетами, їхня маса, період оберта­н­ня навколо Сонця, нахил осі задовільно погоджуються зі спо­стереженими да­ними. Є дві гіпотези щодо утворе­н­ня Юпітера та Сатурна, які містять багато водню й гелію (за своїм складом вони ближчі до Сонця, ніж інші планети). Перша гіпотеза — контракції — пояс­нює сонячний склад планет-гігантів тим, що в протопланетному диску великої маси утворилися ма­сивні газопилові згуще­н­ня — протопланети, котрі пізніше у процесі гравітаційного стискува­н­ня пере­творилися в планети-гіганти. Проте ця гіпотеза не пояснює видале­н­ня із Сонячної системи значного надлишку речовини, яка не уві­йшла до планет, а також причини від­мін­ності складу Юпі­тера та Сатурна від складу Сонця (у Сатурні міститься більше важких хімічних елементів, ніж у Юпі­тері, де, у свою чергу, їх міститься дещо більше, ніж у Сонці). Згідно з другою гіпотезою — акреції — утворе­н­ня Юпітера та Сатурна проходило в 2 етапи. На 1-му етапі тривалістю близько 3×10⁷ р. у зоні Юпітера та 2×10⁸ р. у зоні Сатурна від­бувалася акумуляція твердих тіл у такий самий спосіб, як і в зоні планет земної групи, а коли маса найбільших тіл досягла критичного зна­че­н­ня (близько двох мас Землі), почався 2-й етап — акреція газу на ці, вже досить масивні тіла, який тривав не менше 10⁵–10⁶ р. На 1-му етапі з зони Юпітера ди­сипувала частина газу та його склад почав від­різнятися від сонячного, це ще більше проявилося в зоні формува­н­ня Сатурна. На стадії акреції найвища температура зовнішніх шарів Юпітера сягала 5000 К, а Сатурна — близько 2000 К.

Значно сильніше про­гріва­н­ня Юпітером своїх околиць ви­значило силікатний склад його близьких супутників. Проте, згідно з гіпотезою контракції температура планет-гігантів на ран­ній стадії також була високою, але динаміка процесів у рамках гіпотези акреції виявилася більш об­ґрунтованою. Утворе­н­ня Урана та Нептуна, де міститься менше водню та гелію, також краще пояснюється другою гіпотезою, тому що більша частина газу вже залишила межі Сонячної системи за час досягне­н­ня критичної маси (~ 10⁸ р.). Походже­н­ня систем т. зв. регулярних супутників планет, що рухаються в напрямку оберта­н­ня планет майже коловими орбітами у площині їхнього екватора, автори космогонічних гіпотез за­звичай пояснюють по­вторе­н­ням у малому мас­штабі процесу, за­пропонованого для поясне­н­ня утворе­н­ня планет Сонячної системи. Системи регулярних супутників є в Юпітера, Сатурна й Урана, де також є кільця з дрібних твердих частинок. У Нептуна немає регулярної системи великих супутників, але є кільця. Сучасна планетна космогонія пояснює утворе­н­ня регулярних супутників еволюцією протосупутникового ди­скоподібного рою частинок, що виникли в результаті непружних зі­ткнень планетезималей, що рухалися навколосонячними орбітами по­близу планети. Система регулярних супутників Юпітера також поділяється на 2 під­групи: силікатну та водно-силікатну. Роз­ходже­н­ня в хімічному складі супутників показує, що молодий Юпітер був гарячішим і на­гріва­н­ня могло бути зумовлене виділе­н­ням гравітаційної енергії при акреції газу. У системі пере­важно льодяних супутників Сатурна роз­поділу на групи практично немає. Це пояснюють нижчою температурою Сатурна, при якій змогла конденсуватися вода. Походже­н­ня ір­регулярних супутників Юпітера, Сатурна та Нептуна, тобто супутників, що рухаються у зворотному напрямку, та невеликого зовнішнього супутника Нептуна, який хоч і рухається прямо, але по дуже витягнутій орбіті, — пояснюють гравітаційним захопле­н­ням.

Космогонія астероїдів, комет і пилової складової. Астероїди та комети є залишками рою проміжних тіл. Астероїди — камʼянисті тіла внутрішньої навколосонячної зони, а комети — камʼянисто-крижані тіла зони планет-гігантів. Маси планет-гігантів ще до заверше­н­ня їхнього росту стали такими великими, що своїм притяга­н­ням вони дуже сильно змінювали орбіти малих тіл, які пролітали повз них. Орбіти сильно витягувалися, інколи так сильно, що про­стягалися за межі планетних систем. Тіла, які від­далялися далі ніж на 20–30 тис. астрономічних одиниць від Сонця, за­знавали від­чутної гравітаційної дії ближчих зірок і через це малі тіла могли не повертатися в зону планетних орбіт. У результаті система планет виявилася оточеною роєм камʼянисто-крижаних тіл, який про­стягається до 10⁵ астрономічних одиниць (~ 1 пк) і є джерелом спо­стережуваних нині комет. Існува­н­ня кометної хмари за­пропонував нідерландський астроном Я. Оорт. Вплив най­ближчих зірок іноді може так сильно збурити орбіту камʼянисто-крижаного тіла, що воно або покине Сонячну систему, або на­близиться до Сонця. З на­ближе­н­ням до центрального світила під дією його променів крижані тіла починають випаровуватися і виникає явище комети. Астероїди збереглися до нашого часу завдяки тому, що пере­важна їхня більшість рухається в широкому проміжку між орбітами Марса та Юпітера.

Подібні камʼянисті тіла, що колись існували у всій зоні планет земної групи, давно при­єд­налися до цих планет, або зруйнувалися при взаємних зі­ткне­н­нях, або ж були викинуті за межі цієї зони завдяки гравітаційній дії планет. Найбільші із сучасних астероїдів — у діаметрі 100 км і більше — утворилися ще в епоху формува­н­ня планетної системи; середні та дрібні — здебільшого уламки великих астероїдів, що роз­билися при зі­ткне­н­нях. Саме через зі­ткне­н­ня астероїдних тіл без­перервно поповнюється запас пилової речовини в між­планетному просторі. Інше джерело дрібних твердих частинок — роз­пад комет при прольоті по­близу Сонця. Надра первин­них великих астероїдів, очевидно, ро­зі­грівалися майже до 1000 К, що по­значилося на складі та структурі їхньої речовини. Про це стало ві­домо завдяки падін­ню на поверх­ню Землі невеликих уламків астероїдів — метеоритів. Деякі метеорити є найкращими з наявних зразків первин­ної планетної речовини. Порівняно із земними гірськими породами вони за­знали значно менших змін у подальших фізико-хімічних процесах. Вік метеоритів, ви­значений за вмістом радіо­активних елементів і продуктів їхнього роз­паду, є також і віком всієї Сонячної системи (близько 4,6 млрд р.). Отже, тривалість процесу формува­н­ня планет є не­значною порівняно з часом їхнього існува­н­ня.

Роз­робляти

космогонію галактик почали порівняно недавно. Нині вчені проводять класифікацію галактик і їхніх скупчень, ви­вчають еволюційні зміни зірок і газової складової галактик, їхнього хімічного складу та інших параметрів, природу початкових збурень, роз­виток якого призвів до роз­паду газу Метагалактики, що роз­ширюється, на окремі згущува­н­ня, роз­раховують залежність морфологічного типу та інших властивостей галактик від маси і оберта­н­ня цих первин­них згущувань. Значну увагу приділяють компактним щільним ядрам, які існують в деяких галактиках, детально ви­вчають природу потужного радіови­промінюва­н­ня від деяких галактик і його звʼязок з вибуховими процесами в ядрах. Потужні вибухи, що від­буваються в квазарах і ядрах активних галактик (сейфертовських тощо), повин­ні бути істотним етапом еволюції галактик.