Космогонія

Визначення і загальна характеристика

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. дослідж. К. стосувалися пере­важно походже­н­ня Соняч. системи. У 20 ст. роз­виток фізики та спо­стереженої астрофі­зики заклав основи ви­вче­н­ня від­даленіших обʼєктів: зір, їхніх скупчень, галактик тощо. Після заг. ідей про роз­виток небес. тіл, висловлених грец. філософами 4–1 ст. до н. е. (Демокрит, Лукрецій тощо), тривалий час панувала теол. картина. 1600 італ. філософ Дж. Бруно зробив при­­пуще­н­ня про можливість існува­н­ня планет навколо ін. зірок, які по­стійно народжуються та вмирають. 1644 франц. філософ, математик, фізик Р. Декарт висунув гіпотезу еволюц. походже­н­ня небес. тіл шляхом утворе­н­ня локал. вихорів у початково холод. газовому середовищі. Пізніше її вдосконалювали осно­­воположник нім. класич. фі­­ло­со­фії І. Кант (1755) і франц. астро­­ном, математик, фізик П.-С. Лап­­лас (1795).

У 1796 П.-С. Лаплас роз­винув нову гіпотезу й описав утворе­н­ня Сонця та Соняч. системи з роз­жареної газової туман­ності, що повільно обертається: під дією гравітації її центр. частина стискувалася, внаслідок чого швидкість оберта­н­ня зро­стала, а форма сплющувалась; під дією зростаючої при стискуван­ні від­центр. 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 амер. вчених Ф. Муль­­тона і Т. Чемберлена про утворе­н­ня планет із дріб. 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 франц. природодослідник Ж.-Л.-Л. Бюф­фон за­пропонував ката­строфічну гіпотезу, згідно з якою тіла Соняч. системи утворилися з уламків, що виникли при зі­ткнен­ні Сонця з масив. ко­­метою. Її на поч. 20 ст. роз­­роб­ляв англ. астроном і фізик Дж.-Г. Джинс.

Дещо ін. 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 холод. тіл і частинок пилу, з якої сформувалися холодні щільні допла­нетні тіла — планетезималі. Зго­­дом рад. науковці зʼясували осн. риси еволюції протопланет. хма­­ри та процесу формува­н­ня пла­нет, а сам процес умовно роз­ділили на 2 етапи. На 1-му етапі з пилової складової хмари утво­рилося без­ліч проміж. тіл роз­міром у сотні кілометрів (у газопил. хмарі пилинки під дією гравітації опускалися до центру й утворювали пиловий субдиск, який при досягнен­ні критич. гус­тини роз­падався на без­ліч пилових згущень внаслідок гравітац. не­стійкості; зі­ткне­н­ня окре­мих згущень викликало обʼєд­на­н­ня та подальше стискува­н­ня більшості з них, зумовлюючи утворе­н­ня компакт. тіл). На 2-му етапі з рою проміж. тіл та їхніх уламків зароджувалися планети (тіла рухалися коловими орбітами у площині початк. пилового шару, зливались одне з од­ним і вичерпували залишки первин. пилу й уламки; тіла, кот­­рі росли найшвидше, ставали зародками майбут. планет). У 1960-х рр. зʼявилися перші результати на­ближеного чисел. мо­­делюва­н­ня процесів спіл. утворе­н­ня Сонця та протопланет. хма­ри, де роз­глядалося від­діле­н­ня речовини від протосонця на стадії стискува­н­ня, через на­стан­­ня в ньому ротац. не­стійкості при вирівнюван­ні на екваторі від­центр. сили та сили тяжі­н­ня. Для поясне­н­ня роз­поділу моменту кількості руху між Сонцем і планетами англ. фізик Ф. Гойл викори­став ідею швед. астрофізи­ка Г. Альвена про можливість маг­ніт. зчепле­н­ня Сонця, що оберталося, та іонізов. речовини про­­топланет. хмари, завдяки чому Сонце може ди­станційно пере­давати момент прилеглим частинам хмари.

К. зоряних скупчень, зірок і планетних систем. Астрофіз. дані свідчать, що зірки утворюються в газопил. комплексах масою ≥ 10⁵ мас Сонця. Роз­почавши стискуватися, ця велика хмара бере участь у заг. обертан­ні галактики, тому не може стиснутися до знач. густини че­­рез великий момент оберта­н­ня та прагне до роз­паду на окремі фрагменти. Такий процес послі­дов. ступінчастої фрагментації су­проводжується турбуленцією, удар. хвилями, пере­хреще­н­ням магніт. полів, приплив. взаємодією фрагментів тощо та є склад­ним і до кінця не зро­зумілим. Проте еволюцію окремого фраг­­менту з масою в 1 масу Сонця та початк. 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 одиноч. зірки та малих фрагментів навколо неї. Статист. роз­гляд процесу росту зародків планет при певних припущен­нях щодо роз­поділу моменту кількості руху в диску приводить до спо­стереж. закону планет. від­­­­станей. Акрец. диски формують­ся і побл. по­двій. зоряних систем, коли одна із зірок своїм тя­­жі­н­ням від­тягує газ у сусідньої (за­звичай у великої та не такої щільної зірки). 1991 амер. астро­­фізики С. Балбюс і Дж. Голей припустили, що коли речовина в акрец. диску має високу електро­провід­ність і пронизана слаб­ким магніт. полем, то в диску зʼявляється магніто-ротац. не­стійкість, яка ві­ді­грає осн. роль у динаміці акрец. дисків. Роз­вʼя­за­н­ням рівня­н­ня гідродинаміки були побудовані моделі газопил. диска, що обертається навколо Сонця, згідно яким температура в центр. площині диска падає з від­стан­ню від Сонця за залежністю r^-1-r^-1/2, складаючи 300–400 К на від­стані r = 1 а. о. і десятки К на r ~ 10–20 а. о. Структуру внутр. зон диска від­ображає модель, покладена в основу досліджень О. Шмідта і його спів­робітників. Хім. і фіз. роз­ра­хунки показують, що при знижен­ні температури в довіл. частині туман­ності хоча б до 1600 K, там починають зʼявлятися перші ме­­тал. елементи типу алюмінію і титану, які можуть утворювати оксиди металів у формі мікро­скоп. пилинок. Із подальшим зни­же­н­ням температури зовн. ділянок протопланет. туман­ності до 1400 K зʼявляється ще один важливий елемент — залізо.

Після цього починають утворюватися мікрo­cкоп. частинки залізонікел. спла­ву у ви­гляді окремих пилинок. При т-рі 1300 K зʼявляються твер­ді частинки силікатів, а при т-рі бл. 1200 K утворюються мінера­ли магнію (напр., силікат магнію, ен­статіт (MgSiO₃) тощо). Оскіль­ки місц. умови ви­значаються від­стан­ню від нещодавно сфор­мов. Сонця, в певних зонах при т-рі £ 300 K починають утво­рюватися молекули води. Поза Гол. поясом астероїдів, при т-рі ~ 100–200 K, у найвід­даленішій частині протосоняч. туман­ності утворилися аміак, метан та їхній лід. У зовн. частині Соняч. системи ці льоди збереглися дони­ні у кометах і в крижаних супутниках планет-гігантів.

К. планет і їхніх супутників. При моделюван­ні окремих стадій еволюції протопланет. хмари й утворе­н­ня планет велику увагу приділяють початк. стадії — опускан­ню пилинок у центр. пло­щині диска та їхньому злипан­ню в умовах допланет. хмари, тривалість якої знач. мірою залежить від швидкості росту пилинок. Подальший роз­пад пилового диска, утворе­н­ня пилових згущень та пере­творе­н­ня на рій компакт. тіл астероїд. роз­мі­рів з космогоніч. точки зору був досить швидким (< 10⁶ р.), але акумуляція планет з рою про­між. тіл і їхніх уламків триває знач­но довше. Компʼютерне моделюва­н­ня продемонструвало за­­лежність кінцевого числа планет від маси речовини в допланет. хмарі. Амер. науковець С. До­­ул виявив, що при масі хмари > 0,15 М тіла зливаються в єдиний зіркоподіб. супутник Сонця, що є ще одним під­твердже­н­ням правильності моделі маломасив. допланет. хмари. Остан. роками виконані трудомісткі роз­­рахунки динаміки рою тіл у зоні утворе­н­ня планет земної групи, котрі під­твердили як характер роз­поділу швидкості на заключ. етапі росту планет, так і час аку­муляції Землі (~ 10⁸ р.), які раніше оцінювалися лише аналіт. 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 спо­стереж. да­ними. Є дві гіпотези щодо утворе­н­ня Юпітера та Сатурна, які містять багато водню й гелію (за своїм складом вони ближчі до Сонця, ніж ін. планети). Перша гіпотеза — контракції — пояс­нює соняч. склад планет-гігантів тим, що в протопланет. диску великої маси утворилися ма­­сивні газопил. згуще­н­ня — протопланети, котрі пізніше у процесі гравітац. стискува­н­ня пере­творилися в планети-гіганти. Проте ця гіпотеза не пояснює видале­н­ня із Соняч. системи знач. надлишку речовини, яка не уві­йшла до планет, а також причини від­мін­ності складу Юпі­­тера та Сатурна від складу Сонця (у Сатурні міститься більше важких хім. 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 бл. 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 критич. зна­­че­н­ня (бл. 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 со­­няч., це ще більше проявилося в зоні формува­н­ня Сатурна. На стадії акреції найвища температура зовн. шарів Юпітера сягала 5000 К, а Сатурна — бл. 2000 К.

Значно сильніше про­гріва­н­ня Юпітером своїх околиць ви­значило силікат. склад його близьких супутників. Проте, згідно гіпотези 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 2-ю гіпотезою, тому що більша частина газу вже залишила межі Соняч. системи за час досягне­н­ня критич. маси (~ 10⁸ р.). Походже­н­ня систем т. зв. регуляр. супутників планет, що рухаються в напрямку оберта­н­ня планет майже коловими орбітами у площині їхнього екватора, автори космогоніч. гіпотез за­звичай пояснюють по­вторен­ням у малому мас­штабі процесу, за­пропонованого для поясне­н­ня утворе­н­ня планет Соняч. системи. Системи регуляр. супутників є в Юпітера, Сатурна й Урана, де також є кільця з дріб. твердих частинок. У Нептуна не­­має регуляр. системи великих супутників, але є кільця. Сучасна планетна космогонія пояснює утворе­н­ня регуляр. супутників еволюцією протосупутник. ди­скоподіб. poю частинок, що виникли в результаті непруж. зі­ткнень планетезималей, що рухалися навколосоняч. орбіта­ми побл. планети. Система регуляр. супутників Юпітера також поділяється на 2 під­групи: силікатну та водно-силікатну. Роз­ходже­н­ня в хім. складі супутників показує, що молодий Юпітер був гарячішим і на­гріва­н­ня могло бути зумовлене виділе­н­ням гравітац. енергії при акреції газу. У системі пере­важно льодяних супутників Сатурна роз­поділу на групи практично немає. Це пояснюють нижчою т-рою Сатурна, при якій змог­ла конденсуватися вода. Похо­джен­ня ір­регуляр. супутників Юпітера, Сатурна та Нептуна, тобто супутників, що рухаються у зворот. напрямку, та невеликого зовн. супутника Нептуна, який хоч і рухається прямо, але по дуже витягнутій орбіті, — пояснюють гравітац. захопле­н­ням.

К. астероїдів, комет і пилової складової. Астероїди та комети є залишками рою проміж. тіл. Астероїди — камʼянисті тіла внутр. навколосоняч. 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 планет. системи. Тіла, які від­далялися далі ніж на 20–30 тис. а. о. від Сонця, за­знавали від­чут. гравітац. дії ближ. зірок і через це малі тіла могли не повертатися в зону планет. орбіт. У результаті система планет виявилася оточеною роєм камʼянисто-кри­жаних тіл, який про­стягається до 10⁵ а. о. (~ 1 пк) і є джерелом спо­стережуваних нині комет. Існува­н­ня комет. хмари за­пропонував нідерланд. 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 центр. 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 взаєм. зі­ткне­н­нях, або ж були викинуті за межі цієї зони завдяки гравітац. дії планет. Найбільші із сучас. астероїдів — у діаметрі 100 км і більше — утворилися ще в епоху формува­н­ня планет. системи; середні та дрібні — зде­­більшого уламки великих астероїдів, що роз­билися при зі­ткне­н­нях. Саме через зі­ткне­н­ня астероїд. тіл без­перервно поповнюється запас пилової речовини в між­планет. просторі. Ін. джерело дріб. твердих частинок — роз­пад комет при прольоті побл. Сонця. Надра первин. 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 наяв. зразків пер­­вин. планет. речовини. Порівня­но із земними гірськими породами вони за­знали значно менших змін у подальших фіз.-хім. процесах. Вік метеоритів, ви­значений за вмістом радіо­актив. елементів і продуктів їхнього роз­паду, є також і віком всієї Со­­няч. системи (бл. 4,6 млрд р.). Отже, тривалість процесу формува­н­ня планет є не­значною по­­рівняно з часом їхнього існува­н­ня.

Роз­робляти

К. галактик почали порівняно не давно. Нині вче­­ні проводять класифікацію галактик і їхніх скупчень, ви­вчають еволюц. зміни зірок і газової складової галактик, їхнього хім. складу та ін. параметрів, природу початк. збуре­н­ня, роз­виток якого призвів до роз­паду газу Метагалактики, що роз­ширюєть­ся, на окремі згущува­н­ня, роз­раховують залежність морфол. типу та ін. властивостей галактик від маси і оберта­н­ня цих первин. згущувань. Значну увагу приділяють компакт. щільним ядрам, які існують в деяких галактиках, детально ви­вчають при­­роду потуж. радіови­промінюва­н­ня від деяких галактик і його звʼязок з вибух. процесами в ядрах. Потужні вибухи, що від­буваються в квазарах і ядрах актив. галактик (сейфертовсь­ких тощо), повин­ні бути істот. етапом еволюції галактик.

Літ.: Шмидт О. Ю. Четыре лекции о теории происхождения Земли. Мос­ква, 1949; A. G. W. Cameron. Formation of the solar nebula // Icarus. 1963. Vol. 1, № 1–6; Левин Б. Ю. Происхождение Земли и планет. 4 изд. Москва, 1964; Сафронов В. С. Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет. Москва, 1969; A. G. W. Ca­­me­ron, J. W. Truran. The Chemical Evolu­tion of the Galaxy // J. Royal Astron. Soc. of Canada. 1971. Vol. 65, № 1; F. Hoyle. Origin of the Solar Nebula // Highlights of Astronomy. 1971. Vol. 2; Доул С. Пла­­неты для людей. Москва, 1974; Ле­­вин Б. Ю., Маева С. В. Загадки происхождения и термической истории Лу­­­­ны // Космохимия Луны и планет. Москва, 1975; Шкловский И. С. Все­лен­ная, жизнь, разум. Москва, 1976; Альвен Х., Ар­рениус Г. Эволюция Сол­­нечной системы / Пер. с англ. Москва, 1979; D. D. Clayton. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis // Prin­cip­les of stellar evolution and nucleo­synthe­sis. Chicago; London. 1984; S. A. Bal­bus, J. F. Hawley. A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I — Linear analysis. II — Nonlinear evolution // Astrophys. J. 1991. Vol. 376, № 1, pt. 1.

А. П. Від­ьмаченко

Завантажити статтю