Космогония

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

КОСМОГО́НИЯ (греч. ϰοσμογονία – происхождение мироздания) – раздел астрономии, изучающий происхождение планет, звёзд, галактик и их скоплений. Наибольшее развитие получили планетная космогония, посвящённая образованию и ранней эволюции Солнечной системы, и звёздная космогония, исследующая звездообразование и эволюцию звёзд и звёздных систем. Происхождение галактик и их скоплений является предметом исследования внегалактической астрономии и тесно связано с космологией.

Исторический очерк

Естественно-научное объяснение происхождения планетной системы впервые дано в 18 в. В 1755 И. Кант выдвинул гипотезу образования планет из пылевого облака, занимавшего область пространства, в которой движутся современные планеты. П. Лаплас в 1796 пришёл к выводу о том, что Солнце и планеты образовались из единой сжимавшейся газовой туманности. Поскольку и в том, и в другом случае шла речь о первичном облаке рассеянного вещества, появился термин «небулярная гипотеза Канта – Лапласа» (от лат. nebula – туманность, облако). В рамках этой гипотезы не удавалось объяснить, как из единой вращающейся среды сформировались массивное медленно вращающееся Солнце и планетная система с общей массой около 0,13% массы Солнца, в орбитальном движении которой сосредоточено 98% углового момента системы.

На рубеже 19–20 вв. американские учёные Ф. Моултон и Т. Чемберлин предположили, что планеты образовались из выброшенного солнечными протуберанцами газового вещества, которое после остывания превратилось в твёрдые частицы, названные планетезималями. Эта гипотеза не решала проблему распределения углового момента в Солнечной системе и была отвергнута, однако термин «планетезимали» остался в употреблении и означает строительный материал планет, твёрдые частицы и тела в широком диапазоне размеров. В 1920–30-х гг. Дж. Джинс выдвинул так называемую катастрофическую гипотезу, в которой также предполагалось, что вещество планет выбрасывалось из Солнца. Для решения проблемы распределения углового момента привлекался внешний источник – пролёт массивной звезды, вызвавшей сильную приливную деформацию Солнца и отрыв от него протяжённого выброса – филамента (от лат. filament – нить). Допускалось, что выброс распадается на сгустки – протопланеты, а те, в свою очередь, отодвигаются на совр. орбиты под действием солнечных приливов. Однако в 1939 Л. Спитцер показал, что горячий солнечный филамент должен рассеиваться в пространстве, а не собираться в сгустки; в 1943 Н. Н. Парийский установил, что солнечные приливы не могли бы переместить планеты на существующие орбиты в приемлемые сроки. В результате гипотеза Джинса была отвергнута.

К середине 1940-х гг. общепринятой точки зрения на происхождение Солнечной системы не существовало, наметился возврат к небулярным моделям. В 1943–44 немецкий физик К. фон Вайцзеккер выдвинул гипотезу, согласно которой в первичной туманности существовали огромные турбулентные вихри, на их стыках формировались планеты, однако позднее выяснилось, что крупномасштабная турбулентность не могла сколько-нибудь долго поддерживаться в туманности. В. Г. Фесенков в 1930–50-х гг. и Дж. Койпер в 1951 разрабатывали модели, предполагающие совместное образование Солнца и допланетной туманности. В этих моделях планеты образовывались из первоначально массивных протопланет, по составу сходных с Солнцем, причём масса протоземли была в сотни раз больше современной массы Земли. Считалось, что все летучие газы (водород, гелий, азот и все благородные газы) должны были в ходе эволюции покинуть Землю, а её каменисто-железный остаток – пройти через стадию раскалённой жидкости. Однако расчёты показали низкую эффективность отсортировки газов из массивных сгустков. Г. Юри (1951), исходя из данных о химическом составе метеоритов и оболочек Земли, отказался от гипотезы гигантских протопланет и пришёл к выводу о формировании Земли из холодных твёрдых частиц.

Последнее предположение значительно раньше разрабатывалось российскими учёными. В. И. Вернадский в начале 20 в. полагал, что Земля образовалась как холодное тело и впоследствии разогревалась теплом радиоактивных источников. О. Ю. Шмидт в 1943 выдвинул гипотезу о происхождении Земли и планет из твёрдых холодных частиц. Для разработки данной гипотезы Шмидт организовал планомерные исследования, которые продолжались после его кончины в 1956. Была сформулирована комплексная астрономо-геофизическая проблема, поделённая на три части:

1. происхождение Солнца и газопылевого облака вокруг него;
2. эволюция допланетного облака и образование в нём планет (центральная задача планетной космогонии);
3. формирование Земли, исследование её догеологической стадии и последующей термической истории. Исследование первой задачи, по мнению Шмидта, следовало отложить до появления надёжных наблюдательных данных о звездообразовании, в то время как вторая и третья задачи могли быть исследованы на основании имевшихся в то время данных о Солнечной системе.

К 1950-м гг. в связи с подготовкой к освоению космического пространства возникла острая необходимость в создании общепринятой модели происхождения планет, которая объясняла бы основные особенности Солнечной системы. К таким особенностям относятся следующие характеристики Солнечной системы. Все 8 больших планет обращаются вокруг Солнца в одном направлении по почти круговым орбитам и практически в единой плоскости, причём промежутки между орбитами закономерно увеличиваются по мере удаления от Солнца. Наблюдается дисбаланс в распределении массы и углового момента системы. Планеты делятся на две группы: планеты земного типа и планеты-гиганты, включающие две подгруппы (Юпитер – Сатурн и Уран – Нептун). Планеты земного типа состоят из каменистых пород, планеты-гиганты – из жидкостей и газов. По краям групп больших планет расположены пояса астероидов (малых планет): между Марсом и Юпитером и за орбитой Нептуна. Модель должна объяснять также образование спутников у планет и астероидов; происхождение комет и метеоритов; химический и изотопный состав тел, их внутреннее строение (дифференциацию на тяжёлые ядра и более лёгкие оболочки); вид поверхностей и состав атмосфер. Все построения должны быть согласованы с оценками возрастов Солнца, метеоритов, земных и лунных пород, указывающих на то, что Солнечная система существует уже около 4,6 млрд. лет. Более поздние исследования показали, что не все из перечисленных свойств Солнечной системы характерны для планетных систем других звёзд, что также требует объяснения современной космогонией. Наконец, стандартная космогоническая модель должна связывать происхождение Солнца и допланетного облака вокруг него с результатами достижений звёздной космогонии.

Возникновение Солнечной системы

Сотрудники О. Ю. Шмидта исследовали центральную задачу планетной космогонии в 1950–1960-х гг. (позднее той же проблемой занимались специалисты из стран Европы, США и Японии). Была последовательно изучена эволюция газопылевого допланетного облака. В соответствии с разработанной моделью это облако должно было иметь форму диска, более уплотнённого и тонкого в ближней к Солнцу части и более разреженного и утолщённого на периферии. В составе облака (как и в межзвёздных облаках Галактики) должны были преобладать газы – молекулярный водород и гелий. На долю конденсируемых веществ (пылинок) приходилось всего около 1,5% массы облака. Суммарная масса облака превосходила массу современных планет, по крайней мере, на порядок. С учётом последующих потерь газов и пыли первоначальная масса диска могла достигать 5–10% массы Солнца. Под действием тяготения Солнца в отсутствии крупномасштабной турбулентности пылинки должны были концентрироваться в центральной плоскости, образуя пылевой субдиск, плотность которого намного превышала плотность газа. Вследствие гравитационной неустойчивости диск должен был распасться на множество отдельных пылевых сгущений. Сталкиваясь друг с другом, сгущения уплотнялись и постепенно превращались в твёрдые тела. Одновременно шёл и обратный процесс – рассеяние сгущений вдоль их орбит. При столкновениях пылинки также объединялись и укрупнялись. За сравнительно небольшое время (10⁴–10⁵ лет) пылевой субдиск превратился в рой планетезималей с поперечниками до нескольких километров в зоне формирования планет земной группы и в сотни километров в зоне формирования Юпитера и Сатурна, где состав тел был обогащён льдом и летучими соединениями.

Аккумуляция Земли из планетезималей длилась около 10⁸ лет; за это время газ успел рассеяться из зоны планет земной группы. В то же время в зонах Юпитера и Сатурна могли вырасти тела с массами в несколько раз больше массы Земли, на что потребовалось 10⁶–10⁷ лет. Эти тела явились ядрами планет-гигантов, способными за 10⁵–10⁶ лет присоединить и весь окружающий газ (так называемая газовая аккреция). Ныне водород и гелий составляют более 90% массы Юпитера и около 80% массы Сатурна. Дальние планеты-гиганты росли намного медленнее: происходила диссипация газа с периферии, поэтому газ составляет менее 20% массы Урана и около 6% массы Нептуна.

Все планеты-гиганты уже на стадии роста создавали гравитационные возмущения в движениях планетезималей. Эти тела начинали двигаться по орбитам с большими наклоном и эксцентриситетом, в результате чего могли мигрировать из зоны в зону, попадать на далёкую периферию Солнечной системы (создавая кометные пояса) и даже покидать её. Возмущения, создаваемые Юпитером и крупными телами его зоны, не позволили сформироваться единой планете в той области, где сейчас располагается Главный пояс астероидов. Суммарная масса этого пояса в современную эпоху меньше массы Луны и постепенно убывает. Хаотические скорости астероидов достигают 5 км/c; при столкновениях астероиды в основном разрушают друг друга, возникают так называемые семейства астероидов. Спутники астероидов – это их фрагменты, имевшие малые скорости в момент отрыва от основного тела. При высокоскоростных ударах астероиды раскалываются на мелкие обломки, часть из которых в виде метеоритов падает на Землю.

Вследствие единичных столкновений крупных планетезималей с планетами оси вращения планет оказались наклонены к плоскости их орбит. Для этого Земля должна была столкнуться с телом (или телами), имеющим массу Луны, Уран – с телом, имеющим массу Земли, Сатурн – с телом массой в 4–5 масс Земли. Крупные тела, падающие на поверхность формирующихся планет, играли важную роль в их нагревании. Так, в верхних слоях мантии Земли накопленной энергии ударов было достаточно для плавления железа и его опускания в ядро ещё в процессе аккумуляции вещества. Такая гравитационная дифференциация дополнительно разогревала планету. Данные начала 21 в. (о соотношении нуклидов гафния и вольфрама) указывают на разделение железной и силикатной фракций в Земле в первые десятки миллионов лет существования планеты, а в родительских телах метеоритов – в первый миллион лет. Начальная температура Земли определялась суммарной энергией падения образующих её тел и энергией, выделившейся в результате гравитационной дифференциации и сжатия вещества Земли давлением нарастающих внешних слоёв. Расчёты последующей термической истории Земли с учётом энергии, выделяемой долгоживущими радионуклидами (урана, тория и калия), согласуются с современными представлениями о температуре земных недр (см. Геотермия). Расчётная темп-ра поверхности Земли за всю историю её существования не превышала 350 К. Рост планет сопровождался образованием вокруг них спутниковых роёв: некоторые планетезимали, сталкивались друг с другом, теряли скорость и переходили с орбит вокруг Солнца на орбиты вокруг планет. У планет-гигантов образовывались газопылевые диски, в которых формировались спутники.

Рассматривались различные варианты происхождения допланетного облака. Х. Альвен считал, что оно захвачено Солнцем, а главной движущей силой эволюции облака было взаимодействие дипольного магнитного поля Солнца с ионизованным газом. Ф. Хойл и Э. Шацман (Франция) также развивали идею о магнитном взаимодействии Солнца с ионизованным газом, предполагая совместное образование Солнца и протопланетного облака. Данный механизм приводит к замедлению вращения Солнца и передаче части углового момента облаку. Однако неясно, было ли у Солнца в прошлом достаточно сильное магнитное поле. Рассматривались и иные модели, объясняющие перераспределение углового момента и другие особенности Солнечной системы. В 1970–80-х гг. стало активно развиваться компьютерное моделирование отдельных этапов космогонического процесса с учётом богатейшего материала, получаемого при освоении Солнечной системы космическими аппаратами. Возникла новая наука – сравнительная планетология. Было признано, что модель, разработанная школой О. Ю. Шмидта, может служить стандартной физико-механической основой для дальнейших исследований ранней эволюции Солнечной системы и подобных ей систем.

Образование звёзд и планетных систем

К концу 20 века прогресс астрофизических наблюдений привёл к открытию газопылевых дисков вокруг молодых звёзд, масса которых близка к массе Солнца. Также обнаружены протозвёзды (т. е. звёзды в процессе образования) и экзопланеты – планетоподобные спутники звёзд. В современную эпоху звёзды рождаются группами в гигантских холодных молекулярных облаках с массами 10⁵–10⁶ масс Солнца. Эти облака состоят из молекулярного водорода, гелия, различных летучих веществ и пыли. Облака имеют клочковатую структуру и содержат уплотнённые ядра, способные за время менее 1 млн. лет сжиматься в одиночные, двойные и кратные звёзды или звёзды с дисками. Стимулировать сжатие может, например, ударная волна от взрыва сверхновой звезды, произошедшего в соседней области пространства (на расстоянии в несколько парсек). Так, к образованию Солнечной системы могла привести вспышка сверхновой звезды, на что указывают данные о содержании в метеоритах продуктов распада относительно короткоживущих радионуклидов (²⁶Al, ²⁴⁴Pu и др.), образующихся лишь внутри массивных звёзд. Эти продукты взрыва должны были попасть в допланетный диск в самом начале его образования, так как период полураспада некоторых из них менее 1 млн. лет.

Размеры молекулярных облаков велики, поэтому они обладают большим угловым моментом (даже в случае медленного вращения), который перераспределяется между образующимися телами. Наблюдаемая плотность облаков составляет 10^–17 кг/м³, плотность ядер зарождающихся тел достигает 10–15 кг/м³. Из облаков могут выделяться лишь объекты звёздной массы; фрагмент, масса которого близка к массе Юпитера, мог бы начать сжиматься лишь при начальной плотности на 6 порядков выше, чем фрагмент с массой Солнца. Такая плотность наблюдается только в околозвёздных дисках, открытых у многих молодых звёзд типа T Тельца и других звёзд с массами, близкими к массе Солнца. Размеры таких дисков – от десятков до сотен астрономических единиц, массы – от 0,001 до 0,2 массы центральной звезды. Таким протопланетным дискам присвоено название «проплиды» (англ. proplyds, сокp. от protoplanetary disks). Они напоминают Солнечную систему на первоначальном этапе развития, и к ним может быть применена стандартная модель эволюции. Время существования газа в околозвёздных дисках оценивается в 10⁷ лет; под действием УФ-излучения и корпускулярных потоков от центральных звёзд газ рассеивается из околозвёздных дисков и сохраняется лишь в планетах, масса которых сравнима с массой Юпитера. Именно такие крупные экзопланеты открыты у ближайших звёзд. Экзопланеты, сравнимые по массе с Землёй, наблюдениям пока недоступны.

Литература статьи Большой российской энциклопедии

• Сафронов В. С. Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет. М., 1969.
• Protostars and planets IV / Ed. V. Mannings a. o. Tucson, 2000.
• Protostars and planets V / Ed. B. Reipurth a. o. Tucson, 2007.