КОСМОГОНИЯ

греч. ??????????, от ?????? – Вселенная и ?????? – зарождение) – область науки, изучающая происхождение и развитие небесных (космич.) тел и их систем. К. опирается на астрономич. и астрофизич. данные, а планетная К. также на данные наук о Земле. В совр. К. широко используются данные экспериментальной и теоретич. физики. Планетная К. изучает происхождение нашей планетной системы, опираясь на наблюдения различных тел только этой системы. Звездная К. и К. галактик изучают происхождение множества звезд и звездных систем, опираясь на наблюдения многих сходных объектов, возникших в разных условиях, в разное время и находящихся на разных стадиях развития. Вследствие специфич. трудностей (крайняя медленность большинства космогонич. процессов, отсутствие до сих пор возможностей эксперимента) в К. чаще, чем в др. науках, приходится иметь дело не с разработанными теориями, а с науч. гипотезами. Кроме того, в физико-математич. науках, к к-рым относится и К., хотя бы ограниченная количеств. разработка является наряду с подтверждением фактич. данными необходимой предпосылкой для превращения гипотезы в теорию. Космогонич. исследование, как и вообще всякое исследование процессов развития в естествознании, обычно представляет собой тесное сочетание индукции и дедукции. Вместе с тем имеются дедуктивные гипотезы и теории (напр., исходящие из предвзятой идеи о важной роли турбулентности или электромагнитных сил в изучаемом процессе), к-рые иногда замаскированы индуктивной формой изложения. Видимость индуктивности зачастую создается опред. толкованием фактич. данных, на самом деле допускающих различные истолкования. Космогонич. гипотезы 18 и 19 вв. относились гл. обр. к происхождению солнечной системы. В них рассматривалась преимущественно механич. сторона процесса развития. Лишь в 20 в. развитие астрофизики и физики позволило начать серьезное изучение происхождения звезд. Совсем в недавнее время, всего несколько лет назад, началась разработка К. галактик, природа которых была выяснена только в 20-х гг. 20 в. И с т о р и я к о с м о г о н и и. Первые общие идеи о развитии небесных тел были высказаны антич. философами в 5–1 вв. до н.э. (Левкипп, Демокрит, Лукреций). В средние века наступил период господства теологии. Лишь в 17 в. Декарт отбросил библейский миф о сотворении мира и нарисовал картину образования всех небесных тел в результате вихревого движения мельчайших частиц материи, оставив богу лишь роль создателя этой материи. До середины 18 в. теория вихрей Декарта владела умами ученых. Фундамент науч. планетной К. заложил Ньютон, к-рый первый обратил внимание на закономерности движения планет. Опираясь на открытые им осн. законы механики и закон всемирного тяготения, управляющий движением планет вокруг Солнца, он пришел к выводу, что устройство планетной системы не может быть результатом случайного стечения обстоятельств. Но он приписывал его акту божеств. творения. Бюффон высказал гипотезу (1745), что планеты возникли из сгустков вещества, исторгнутого из Солнца ударом огромной кометы (в то время кометы считались массивными телами). Кант в книге "Общая естеств. история и теория неба" (1755) поставил вопрос о закономерном естеств. происхождении всех небесных тел. Полемизируя с Ньютоном, он дал космогонич. объяснение закономерностям движения планет, выдвинув гипотезу об их образовании из рассеянной материи. Как стало теперь ясным, Кант правильно нарисовал картину развития вращающегося околосолнечного пылевого облака, но не мог ее обосновать. В течение 19 и 20 вв. неоднократно делались попытки обоснования этой гипотезы, но все они были неудачными вследствие механистич. подхода к исследованиям, игнорирования процесса перехода механич. энергии в др. формы. Между тем еще в 70-х гг. 19 в. Энгельс писал о решающей роли этого процесса (см. "Диалектика природы", 1955, с. 48). В конце 18 в. Лаплас выдвинул гипотезу о происхождении солнечной системы, во многом сходную с гипотезой Канта. Гипотеза Лапласа быстро завоевала признание и именно благодаря ей астрономия оказалась одной из первых наук, внесших идею развития в совр. естествознание. Еще сто лет назад выяснилось, что гипотеза Лапласа не способна объяснить распределение момента количества движения между Солнцем и планетами или, иными словами, огромные размеры планетной системы по сравнению с Солнцем. Хотя обнаруживались все новые трудности, с к-рыми гипотеза Лапласа не могла справиться, она признавалась мн. учеными вплоть до середины 20 в. Нек-рые космогонич. гипотезы, выдвигавшиеся в 19 – нач. 20 вв., хотя и были в целом ошибочными, содержали новые интересные идеи (метеоритная гипотеза Лигондеса, планетезимальная гипотеза Мультона и Чемберлина, гипотеза Си о захвате готовых планет). Англ. астроном Джордж Дарвин исследовал эволюцию системы Земля – Луна и показал, что вследствие приливного трения вращение Земли замедляется, а расстояние Луны от Земли увеличивается. Дарвин выдвинул гипотезу об отделении Луны от некогда жидкой, быстро вращавшейся Земли. Однако дальнейшие исследования подтвердили вывод А. М. Ляпунова о том, что плавное разделение быстро вращающегося жидкого тела невозможно. В 20–30-х гг. 20 в. широкой известностью пользовалась гипотеза англ. астронома Джинса, считавшего, что планеты образовались из вещества, вырванного из Солнца притяжением пролетавшей поблизости массивной звезды. Но эта гипотеза не способна объяснить огромные размеры планетной системы и др. явления. В 40-х гг. планетная К. вернулась к классич. идеям Канта и Лапласа об образовании планет из рассеянного вещества. В 1943 О. Ю. Шмидт выдвинул идею об аккумуляции планет из холодных твердых тел. Такой процесс образования Земли приводит к заключению о ее холодном начальном состоянии. В 1950 в работе Л. Э. Гуревича и А. И. Лебединского было показано, что тела, из к-рых аккумулировались планеты, образовались в окрестностях Солнца из вещества газово-пылевого облака. Нем. физик Вейцзеккер (1943), рассматривая аккумуляцию планет из газово-пылевого облика, приписывал важное значение вихревым и турбулентным движениям в нем, что, однако, не подтвердилось. Амер. астроном Кейпер (1949) предполагал, что в облаке образовались огромные массивные газово-пылевые протопланеты, превратившиеся в планеты путем избавления от избытка вещества. Под давлением критики Кейпер в конце 40-х гг. прекратил разработку этой гипотезы. Швед. физик Альвен рассмотрел в 1954 образование планет, исходя из предположения, что оно происходило под действием гл. обр. электромагнитных сил. Эта гипотеза вела к противоречию с фактич. данными. Однако она способствовала появлению теории Хойла (1960) о возникновении околосолнечного протопланетного облака, в к-рой электромагнитные силы играют важную роль. В 50-х гг. представления об аккумуляции планет из холодного вещества и о холодном начальном состоянии Земли стали господствующими в планетной К. во всем мире. В то время как в прежних гипотезах и теориях планетной К., начиная с Канта, выяснение процесса образования планет опиралось в первую очередь на механич. закономерности строения солнечной системы, в работах амер. физико-химика Г. Юри, начавшихся в 1951, основой служат данные о химич. составе Земли и метеоритов, а в работе Фаулера, Гринстейна и Хойла (1962) – данные об особенностях изотопного состава нек-рых элементов и об их относительном обилии. Все три принципиально разных подхода приводят к одинаковым общим заключениям об аккумуляции планет. Среди гипотез планетной К. часто выделяют небулярные (напр., Канта, Лапласа) и катастрофические (напр., Бюффона, Джинса). Однако многие не попадают ни в одну из этих групп. Следуя О. Ю. Шмидту, можно выделить в планетной К. три осн. вопроса, каждый из к-рых может служить основой для классификации: 1) Откуда и как взялось около Солнца вещество для построения планет и в каком состоянии оно находилось? 2) Каков был процесс образования планет из этого вещества? 3) Каково было начальное состояние Земли? Идея об образовании звезд путем сгущения рассеянного туманного вещества, восходящая в натур-филос. плане к Канту и даже Декарту, а в естеств.-науч. плане (с опорой на наблюдения туманностей) – к Гершелю и Лапласу, сохранилась до нашего времени и разделяется подавляющим большинством исследователей. После открытия механич. эквивалента тепла была подсчитана энергия, освобождающаяся при сжатии звезды (Гельмгольц, 1854; Кельвин, 1862). Оказалось, что ее хватило бы для поддержания излучения Солнца в течение десятков млн. лет. В то время такой срок казался достаточным, но потом изучение прошлого Земли показало, что Солнце излучает несравненно дольше. Кроме того, аналогичные расчеты для звезд большой светимости показали, что они могли бы излучать лишь несколько десятков тысяч лет. В начале 20 в. проблему источников энергии звезд пытались решить с помощью радиоактивных элементов, в то время лишь недавно открытых. Однако, хотя Солнце, если бы оно целиком состояло из радия или урана, и обладало бы достаточным общим запасом энергии, никакая смесь этих элементов не может обеспечить необходимую длительность и интенсивность ее выделения. Установление взаимосвязи массы и энергии, показавшее, что звезды, излучая, теряют массу, привело к гипотезам о возможности "аннигиляции" вещества в недрах земли, т.е. превращения вещества в излучение, к-рые не подтвердились. Правильной оказалась идея о "трансмутации" элементов, т.е. об образовании более сложных атомных ядер из простых, в первую очередь гелия из водорода. В 1938–39 были выяснены конкретные ядерные реакции, могущие обеспечить излучение звезд (Вейцзеккер, Бетте), и это явилось началом совр. этапа развития звездной К. Современная космогония. В планетной К. в наст. время общепризнано, что наша планетная система образовалась 41/2–5 млрд. лет назад из газово-пылевого вещества, некогда окружавшего Солнце и простиравшегося до границ системы. Исходя из господств. представлений об образовании Солнца из сжимающейся туманности, большинство исследователей, не конкретизируя предполагаемый процесс, считает, что газово-пылевое околосолнечное протопланетное облако образовалось совместно с Солнцем. Гипотеза О. Ю. Шмидта о захвате Солнцем части межзвездной туманности встречается с трудностями. Самый процесс формирования планет подавляющее большинство исследователей рассматривает как постеп. аккумуляцию холодного вещества. Гл. движущими факторами эволюции были действие сил тяготения, переход механич. энергии в тепловую и действие химич. сил. Земля первоначально была холодной. Лишь постепенно ее недра разогрелись в результате накопления тепла, выделяющегося при распаде радиоактивных элементов (последние присутствуют в небольших количествах во всех горных породах). Т.о., в совр. планетной К. восторжествовали идеи акад. В. И. Вернадского, высказывавшиеся им еще в начале века. Мыслимы др. планетные системы, в к-рых землеподобные планеты содержат больше или меньше радиоактивных элементов и потому их термич. история, а вместе с тем и история их коры, атмосферы и гидросферы отличаются от земной. З в е з д н а я к о с м о г о н и я первоначально имела задачей изучение происхождения и развития окружающих звезд, рассматриваемых как индивидуальные объекты. Успехи в изучении газово-пылевых туманностей поставили перед звездной К. вопрос об их происхождении и развитии и об их взаимодействии со звездами. Далее постановка вопроса о происхождении звезд изменилась после выяснения группового характера их образования. Наконец, в последние годы встала задача увязать результаты звездной К. с эволюцией нашей Галактики и др. галактик. Изучение внутр. строения звезд и ядерных источников их энергии показало, что массивные звезды большой светимости обладают таким огромным излучением, что могут поддерживать его лишь несколько млн. лет и, следовательно, являются очень молодыми. (Процессы "омоложения" звезд представляются мало вероятными, т.к. требуют выполнения довольно жестких условий). Тем самым была возрождена идея Гершеля о том, что процесс звездообразования продолжается до нашего времени. Подтверждением этой идеи явилось открытие В. А. Амбарцумяном звездных ассоциаций – крайне разреженных звездных групп, возраст к-рых не превышает неск. десятков млн. лет. Сосредоточение молодых звезд в ассоциациях показывает, что образование звезд носит групповой характер. Межзвездное пространство в нашей Галактике, а также во мн. др. галактиках наполнено разреженным газом и пылью, к-рые местами образуют более плотные газово-пылевые туманности. Массы нек-рых из них в тысячи раз больше масс отд. звезд. Туманное вещество пополняется выбросом вещества из звезд, происходящим как непрерывно, так и в форме взрывов, проявляющихся в виде вспышек "новых" и "сверхновых" звезд. С др. стороны, по мнению большинства астрономов, происходит образование звезд из холодных туманностей, что создает частичный круговорот вещества. Компактные непрозрачные туманности, названные глобулами, рассматриваются как начальная стадия формирования звезд. На нек-ром этапе сжатия и разогрева (происходящего вследствие выделения гравитац. энергии), когда темп-ра центр. области превысит млн. градусов, начинаются ядерные реакции. Сжатие практически прекращается, и звезда приходит в равновесие. Большинство наблюдаемых нами звезд излучает за счет превращения водорода в гелий. Водород – самый обильный элемент в космосе – составляет больше половины массы звезд, и потому водородная реакция длится очень долго. Массивные звезды выделяют больше энергии и потому быстрее расходуют свои запасы горючего, т.е. быстрее эволюционируют. После завершения всей цепи ядерных реакций у звезд умеренной массы происходит, с одной стороны, рассеяние наружных оболочек, слабо связанных со звездой, с др. стороны, сокращение остающегося ядра до размеров планет. Его плотность оказывается в тысячи и даже миллионы раз больше плотности воды. Как дальше эволюционируют сверхплотные звезды, как их вещество вновь вовлекается в общий круговорот, остается пока неизвестным. У массивных звезд исчерпание ядерных реакций, по-видимому, приводит к катастрофич. сжатию и разогреву, завершающемуся гигантским взрывом, при к-ром значит. часть вещества звезды разбрасывается в пространство (Хойл). Это наблюдается в виде вспышки "сверхновой" звезды. Во время такого взрыва происходит синтез наиболее тяжелых химич. элементов. Вспышки "сверхновых" звезд и рассеивающиеся оболочки обогащают межзвездный газ тяжелыми элементами. В нашей Галактике процесс звездной радиоволны длится приблизительно 1010 лет, и за это время химич. состав межзвездного газа успел заметно измениться. Ядерные процессы в звездах ведут к сокращению количества водорода и увеличению количества тяжелых элементов. Неизвестно, где и как протекает обратный процесс. Теория образования звезд из холодных туманностей встречается с трудностями при объяснении нек-рых механич. свойств групп молодых звезд. Поэтому В. А. Амбарцумян предполагает, что звезды образуются из вещества, находящегося в каком-то пока еще неизвестном сверхплотном состоянии. Эволюция звездных систем изучается в звездной динамике, сочетающей методы теоретич. механики и статистич. физики. С одной стороны, звездная система рассматривается как система материальных точек, гравитационно взаимодействующих друг с другом. С др. стороны, звездные системы рассматриваются как своего рода гравитирующий газ, что возможно благодаря тому, что в них важную роль играют хаотич. движения, хотя бы и накладывающиеся на упорядоченное движение, напр. на общее вращение звездного скопления. (К планетной системе с ее очень упорядоченными движениями методы звездной динамики неприложимы.) Тем не менее далеко не все методы и результаты кинетич. теории газов переносимы на звездный газ. Это объясняется др. характером взаимодействия, медленностью убывания гравитац. сил с расстоянием. Звездные системы не имеют равновесных (наиболее вероятных) состояний и всегда эволюционируют, хотя бы очень медленно. Системы с отрицат. полной энергией, т.е. такие, у к-рых потенциальная энергия гравитац. взаимодействия между звездами или др. членами системы (условно считаемая отрицательной) больше кинетич. энергии их движения, изменяются медленно. Принципиально очень важно, что в системе с хаотич. движениями действие сил притяжения приводит к ее рассеянию (диссипации) даже при отрицат. полной энергии. Чем массивнее система, чем больше ее притяжение, тем труднее ее покинуть, и потому она диссипирует медленнее. Системы с положит. полной энергией можно наблюдать лишь в течение небольшого интервала времени после образования – они быстро рассеиваются либо целиком, либо оставляя после себя небольшие подсистемы с отрицат. энергией. Наряду с образованием при звездных взаимодействиях подсистем с отрицат. энергией происходит и обратный процесс разрушения таких подсистем под действием притяжения пролетающих мимо посторонних звезд. Рассмотрение с этой т. зр. кратных звезд и скоплений показывает, что в условиях звездной среды нашей Галактики, в к-рых мы их сейчас наблюдаем, они не могли образоваться путем объединения отд. звезд. Они представляют собой группы совместно образовавшихся звезд, к-рые имеют тенденцию к распаду в ходе своей динамич. эволюции. Очень широкие двойные и кратные звезды могли образоваться путем взаимного захвата, но это могло происходить лишь в скоплениях, т.е. это опять-таки связано с групповым образованием звезд. У мн. звездных систем время жизни так велико, что успевают измениться физич. свойства входящих в них звезд. Поэтому частью космогонич. изучения звездных систем является рассмотрение статистич. распределения их звездного "населения" по различным физич. характеристикам и изменений этих распределений со временем. При этом исключит. значение имеет распределение звезд на диаграмме спектр-светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рессела). За последние годы многие особенности распределений звезд на диаграмме спектр-светимость объяснены как результат эволюции звезд: изменения их внутр. строения и химич. состава вследствие протекания в их недрах ядерных реакций. Поэтому можно считать установленным, что именно ядерные реакции являются осн. источником энергии Солнца и звезд. В разработке К. галактик пока что делаются первые шаги. Еще продолжается выявление различных структурных типов галактик и их объединение в эволюционные последовательности. Выявлены галактики, обладающие мощным радиоизлучением. В 1963 обнаружены совершенно новые объекты, названные "сверхзвездами", к-рые, по-видимому, расположены на расстоянии многих миллиардов световых лет и излучают больше, чем суммарное излучение целой галактики. История К. от ее возникновения до совр. этапа характеризуется постепенным распространением идеи развития на все новые и новые космич. тела и системы. При этом подобно тому как проникновение в микромир привело к открытию новых форм существования и взаимодействия материи, так и проникновение в макромир открывает перед нами новые свойства материи. Лит.: Энгельс Ф., Диалектика природы, М., 1955; Новые Идеи в астрономии, Сб. 1, 3, СПБ, 1913, 1914; Классич. космогонич. гипотезы, М.–П., 1923; Баев К. ?., Ларионов ?. ?., ?опов П. И., История взглядов на строение и происхождение вселенной, М., 1931; Джине Дж., Вселенная вокруг нас, 2 изд., Л.-М., 1932; ?олак И. Ф., Происхождение вселенной, 3 изд., М.–Л., 1934; Успехи астрономич. наук, т. 2, М.–Л., 1941; ?есселл Г. Н., Солнечная система и ее происхождение, пер. с англ., М.–Л., 1944; ?есенков В. Г., К. солнечной системы, М.–Л., 1944; его же, Постановка проблемы К. в совр. астрономии, "Астрон. журн.", 1949, т. 26, No 2; Ивановский M. П., Рождение миров. Очерк совр. представлений о возникновении и развитии солнечной системы, Л., 1951; Труды первого совещания по вопросам космогонии 16–19 апреля 1951 г., М., 1951; Труды второго совещания по вопросам космогонии 19–22 мая 1952, М., 1953; Вопросы космогонии, т. 1–9, М., 1952–1963; ?есенков В.Г., Происхождение и развитие небесных тел по совр. данным, М., 1953; Струве О., Эволюция звезд, пер. с англ., М., 1954; Арсеньев А. С., Некоторые методологич. вопросы К., "Вопр. философии", 1955, No 3; Пэйн-Гапошкина Ц., Рождение и развитие звезд, пер. с англ., М., 1956; Шмидт О. Ю., Четыре лекции о теории происхождения Земли, 3 изд., М., 1957; Лаберенн П., Происхождение миров, пер. с франц., М., 1957; Левин В. Ю., Происхождение Земли и планет, 3 изд., М., 1959; Пикельнер С. В., Физика межзвездной среды, М., 1959; Амбарцумян В. ?., Некоторые методологич. вопросы К., в сб.: Тр. Всесоюзн. совещания по филос. вопросам естествознания, М., 1959; его же, Науч. труды, т. 2, Ер., 1960; его же, К., в сб.: Астрономия в СССР за 40 лет, М., 1960, с. 347–64; ?есенков В. Г., Что говорят данные наблюдений о происхождении солнечной системы, М., 1960; Шмидт О. Ю., Избр. труды. Геофизика и К., М., 1960; его же, Происхождение Земли и планет, М., 1962; ?оinсаr? H., Le?ons sur les hypoth?ses cosmogoniques, P., 1913; N?lke F., Das Problem der Entwicklung unseres Planetensystems, 2 Aufl., В., 1919; Jeans J., Astronomy and cosmogony, [Camb. ], 1928; N?lke F., Der Entwicklungsgang unseres Planetensystems, B.–Bonn, 1930; Urey H. C., The planets, their origin and development, New Hawen–L., 1952; Smart W. M., The origin of the Earth, [Camb. ], 1953; Schatzman E., Origine et ?volution des mondes, P., [1957 ]; Masi R., Eosmologia, Roma, 1961; Origin of the solar system, N.Y.–L., 1963. Б. Левин. Москва.