КОСМОГО́НИЯ

КОСМОГО́НИЯ (греч. ϰοσμογονία – про­ис­хо­ж­де­ние ми­ро­зда­ния), раз­дел ас­тро­но­мии, изу­чаю­щий про­ис­хо­ж­де­ние пла­нет, звёзд, га­лак­тик и их ско­п­ле­ний. Наи­боль­шее раз­ви­тие по­лу­чи­ли пла­нет­ная К., по­свя­щён­ная об­ра­зо­ва­нию и ран­ней эво­лю­ции Сол­неч­ной сис­те­мы, и звёзд­ная К., 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 совр. 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 ок. 0,13% мас­сы Солн­ца, в ор­би­таль­ном дви­же­нии ко­то­рой со­сре­до­то­че­но 98% уг­ло­во­го мо­мен­та сис­те­мы.

На ру­бе­же 19–20 вв. амер. 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 стро­ит. ма­те­ри­ал пла­нет, твёр­дые час­ти­цы и те­ла в ши­ро­ком диа­па­зо­не раз­ме­ров. В 1920–30-х гг. Дж. Джинс вы­дви­нул т. н. ка­та­ст­ро­фич. 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 сер. 1940-х гг. об­ще­при­ня­той точ­ки зре­ния на про­ис­хо­ж­де­ние Сол­неч­ной сис­те­мы не су­ще­ст­во­ва­ло, на­ме­тил­ся воз­врат к не­бу­ляр­ным мо­де­лям. В 1943–44 нем. 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 совр. 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 хи­мич. 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 рос. учё­ны­ми. В. И. Вер­над­ский в нач. 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-гео­фи­зич. про­бле­ма, по­де­лён­ная на три час­ти: 1) про­ис­хо­ж­де­ние Солн­ца и га­зо­пы­ле­во­го об­ла­ка во­круг не­го; 2) эво­лю­ция до­пла­нет­но­го об­ла­ка и об­ра­зо­ва­ние в нём пла­нет (центр. за­да­ча пла­нет­ной К.); 3) фор­ми­ро­ва­ние Зем­ли, ис­сле­до­ва­ние её до­гео­ло­гич. ста­дии и по­сле­дую­щей тер­мич. 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 кос­мич. про­стран­ст­ва воз­ник­ла ост­рая не­об­хо­ди­мость в соз­да­нии об­ще­при­ня­той мо­де­ли про­ис­хо­ж­де­ния пла­нет, ко­то­рая объ­яс­ня­ла бы осн. 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; хи­мич. и изо­топ­ный со­став тел, их внутр. 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 ок. 4,6 млрд. лет. Бо­лее позд­ние ис­сле­до­ва­ния по­ка­за­ли, что не все из пе­ре­чис­лен­ных свойств Сол­неч­ной сис­те­мы ха­рак­тер­ны для пла­нет­ных сис­тем др. звёзд, что так­же тре­бу­ет объ­яс­не­ния совр. К. На­ко­нец, стан­дарт­ная кос­мо­го­нич. мо­дель долж­на свя­зы­вать про­ис­хо­ж­де­ние Солн­ца и до­пла­нет­но­го об­ла­ка во­круг не­го с ре­зуль­та­та­ми дос­ти­же­ний звёзд­ной кос­мо­го­нии.

Возникновение Солнечной системы

Со­труд­ни­ки О. Ю. Шмид­та ис­сле­до­ва­ли центр. за­да­чу пла­нет­ной К. 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 ок. 1,5% мас­сы об­ла­ка. Сум­мар­ная мас­са об­ла­ка пре­вос­хо­ди­ла мас­су совр. 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 центр. плос­ко­сти, об­ра­зуя пы­ле­вой суб­диск, плот­ность ко­то­ро­го на­мно­го пре­вы­ша­ла плот­ность га­за. Вслед­ст­вие гра­ви­тац. не­ус­той­чи­во­сти диск дол­жен был рас­па­сть­ся на мно­же­ст­во отд. 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 ок. 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 неск. 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 (т. н. га­зо­вая ак­кре­ция). Ны­не во­до­род и ге­лий со­став­ля­ют бо­лее 90% мас­сы Юпи­те­ра и ок. 80% мас­сы Са­тур­на. Даль­ние пла­не­ты-ги­ган­ты рос­ли на­мно­го мед­лен­нее: про­ис­хо­ди­ла дис­си­па­ция га­за с пе­ри­фе­рии, по­это­му газ со­став­ля­ет ме­нее 20% мас­сы Ура­на и ок. 6% мас­сы Неп­ту­на.

Все пла­не­ты-ги­ган­ты уже на ста­дии рос­та соз­да­ва­ли гра­ви­тац. 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 совр. эпо­ху мень­ше мас­сы Лу­ны и по­сте­пен­но убы­ва­ет. Хао­тич. ско­ро­сти ас­те­рои­дов дос­ти­га­ют 5 км/c; при столк­но­ве­ни­ях ас­те­рои­ды в осн. раз­ру­ша­ют друг дру­га, воз­ни­ка­ют т. н. се­мей­ст­ва ас­те­рои­дов. Спут­ни­ки ас­те­рои­дов – это их фраг­мен­ты, имев­шие ма­лые ско­ро­сти в мо­мент от­ры­ва от осн. 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 гра­ви­тац. диф­фе­рен­циа­ция до­пол­ни­тель­но ра­зо­гре­ва­ла пла­не­ту. Дан­ные нач. 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 темп-ра Зем­ли оп­ре­де­ля­лась сум­мар­ной энер­ги­ей па­де­ния об­ра­зую­щих её тел и энер­ги­ей, вы­де­лив­шей­ся в ре­зуль­та­те гра­ви­тац. диф­фе­рен­циа­ции и сжа­тия ве­ще­ст­ва Зем­ли дав­ле­ни­ем на­рас­таю­щих внеш­них сло­ёв. Рас­чё­ты по­сле­дую­щей тер­мич. ис­то­рии Зем­ли с учё­том энер­гии, вы­де­ляе­мой дол­го­жи­ву­щи­ми ра­дио­нук­ли­да­ми (ура­на, то­рия и ка­лия), со­гла­су­ют­ся с совр. пред­став­ле­ния­ми о темп-ре 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 разл. ва­ри­ан­ты про­ис­хо­ж­де­ния до­пла­нет­но­го об­ла­ка. Х. Аль­вен счи­тал, что оно за­хва­че­но Солн­цем, а гл. 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 др. осо­бен­но­сти Сол­неч­ной сис­те­мы. В 1970–80-х гг. ста­ло ак­тив­но раз­ви­вать­ся ком­пь­ю­тер­ное мо­де­ли­ро­ва­ние отд. эта­пов кос­мо­го­нич. про­цес­са с учё­том бо­га­тей­ше­го ма­те­риа­ла, по­лу­чае­мо­го при ос­вое­нии Сол­неч­ной сис­те­мы кос­мич. ап­па­ра­та­ми. Воз­ник­ла но­вая нау­ка – срав­ни­тель­ная пла­не­то­ло­гия. Бы­ло при­зна­но, что мо­дель, раз­ра­бо­тан­ная шко­лой О. Ю. Шмид­та, мо­жет слу­жить стан­дарт­ной фи­зи­ко-ме­ха­нич. ос­но­вой для даль­ней­ших ис­сле­до­ва­ний ран­ней эво­лю­ции Сол­неч­ной сис­те­мы и по­доб­ных ей сис­тем.

Образование звёзд и планетных систем

К кон. 20 в. про­гресс ас­т­ро­фи­зич. 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 совр. эпо­ху звёз­ды ро­ж­да­ют­ся груп­па­ми в ги­гант­ских хо­лод­ных мо­ле­ку­ляр­ных об­ла­ках с мас­са­ми 10⁵–10⁶ масс Солн­ца. Эти об­ла­ка со­сто­ят из мо­ле­ку­ляр­но­го во­до­ро­да, ге­лия, разл. 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, напр., удар­ная вол­на от взры­ва сверх­но­вой звез­ды, про­изо­шед­ше­го в со­сед­ней об­лас­ти про­стран­ст­ва (на рас­стоя­нии в неск. 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, т. к. 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 мн. мо­ло­дых звёзд ти­па T Тель­ца и др. звёзд с мас­са­ми, близ­ки­ми к мас­се Солн­ца. Раз­ме­ры та­ких дис­ков – от де­сят­ков до со­тен ас­тро­но­мич. еди­ниц, мас­сы – от 0,001 до 0,2 мас­сы центр. звез­ды. Та­ким про­то­пла­нет­ным дис­кам при­свое­но назв. «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 центр. 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.