Күн жүйесінің пайда болу тарихы, жұлдыздардың, күннің және жердің шығу тегі туралы көне заманнан бері көптеген оқу-жаттығулар жасалып, олардың көпшілігінде космогенездің қандай да бір ерекшелігін түсіндірген ақиқат үлесі белгілі бір ұтымды астық болды.

Ньютонның Дүниежүзілік тартылыс заңының XVII ғасырда ашылуы Канттың, Гершельдің, Лапластың бірінші эволюциялық космогониялық гипотезасының басты идеяларының негізінде жатыр. Олардың мәні-гравитациялық материяның біртіндеп өзгеруінде, оларды нығыздау және гравитация күштерінің осы процесіндегі жетекші рөлдер арқылы ғарыштық түзілімдердің үздіксіз эволюциясында.

V ғасырдан бастап жаңа дәуірге дейін Күн жүйесінің пайда болу проблемасына Гераклид Понтийский қызығушылық танытты. Күн жүйесінің ерте шыққан теорияларынан Рене Декарттың 1644 жылғы ілімі белгілі. Бірақ XVIII ғасырдың екінші жартысында ғана Бюффон, Кант, Лаплас, Рош, Мейер, Лоньер, Бикертон сияқты ғалымдардың эволюциялық космогониялық гипотезалары пайда болады. Бірақ осы жұмыста мен үшін Күн жүйесінің қазіргі заманғы үлгілері, яғни XX ғасырдан бастап аса қызығушылық танытады.

Күн жүйесін құру туралы заманауи түсінік

XIX және XX ғасырлардың тоғысында үлкен таралған гипотеза болды. Мәселен, американдықтар Т. Чемберлен 1901 ж. және ф. Мультон 1905 ж. күн затының құйылып кетуін тудырған жұлдызбен күннің кездесуі туралы концепциясын ұсынды. Оған сәйкес, күн бастапқыда жалғыз тұрақты жұлдыз болды-алғашқы күн. Кейінірек жақын өткен ірі жұлдыздың тартылу күштерінің әсерімен оның затының бір бөлігі кері бұрылып, одан бөлінді. Содан кейін шашыраған зат планетада шоғырланған. Соңғы күн айналасында айнала отырып, ғаламшарды құру арқылы бірнеше нүктелерге шоғырланды.

Лапластан кейін ғаламшарды күннің жұлдыз ретінде қызмет етуінің нәтижесі ретінде қарастыруға тырысқан бірінші ғалым Бикерланд болды. 1912 жылы Бикерланд күн спутниктерінің орбиталарының дискреттілігі негізінде күн сәулесімен шығарылған иондарды күннің магнит өрісінде сақиналар құрастырды деп болжады.

Күн жүйесіндегі қозғалыс санының моменттерін бөлу ерекшеліктерін ескере отырып, Аррениус қ. 1913 жылы Күннің жұлдызбен тікелей соқтығысуы туралы теорияны ұсынды, нәтижесінде күн және ұзақ талшық қалды, ол айнала, бөліктерге ыдырап, планеталарға бастау қойды. Ғалым өз тұжырымдамасының негізіне тағы да Күн жүйесінің құрылысындағы заңдылықтарды ескермейтін кездейсоқ фактор қойды.

Аррениустың теориясына ұқсас ретінде 1916 жылда Джеффриспен жарияланған күннің жұлдызбен тайғанақ соқтығысуы туралы идея, ол бөлікке ыдыраған ұзын талшықтың пайда болуына әкелді.

1916 жылы газ құрамын зерттеген ағылшын физикасы, Джинс теориясы өз уақытында танымал болды. Ол күннің өлшемдері мен массасын тұрақты, өзгермейтін шамалармен, сондай-ақ оның айналу күші сияқты санады. Оның идеясы екі айналмалы жұлдыздардың: күн және оның “кездейсоқ” көршілері әсерінен планеталар жүйесін қалыптастыруға күннің ішінара қатысуы болды.

Сонымен, Чемберлен-Мультон теориясына сүйене отырып, Джинс алғашқы күн мен белгілі бір жұлдыздың кездесуін болжады. Алайда, оның басқа түсіндірмелері Чемберлен мен Мультонның ережелерінен айтарлықтай ерекшеленеді. Джинс бойынша күннің жанында жұлдыз өту кезінде заттың ең қуатты бөлімшесі екі дененің арасындағы ең қысқа қашықтықтағы сызық бағытында болуы тиіс. Бұдан әрі күн атмосферасынан бөлінген зат орталық бөлігінде материалдың едәуір шоғырланған сигар тәрізді пішінді массаны құруы тиіс. Ең бастысы күннің сыртқы заттарынан тұратын массаның күннен ең алыс бөлігі тығыздылығы аз болуы тиіс, ал Күнге жақын бөлігі, көбінесе күннің неғұрлым терең аймақтарынан алынған заттардан тұратын бөлігі неғұрлым жоғары тығыздыққа ие болуы тиіс. Кейінірек сигар тәрізді масса ұсақ массаға бөлінді, конденсацияланған және пайда болған тиісті планеталарға. Сонымен, гипотетикалық түрде екі ең ірі планета-Юпитер мен Сатурн жүйесінің орта бөлігіне ұштасуы, сондай-ақ сыртқы планетамен салыстырғанда ішкі ғаламшар затының жоғары тығыздығы түсіндіріледі. Осы болжамда Джинс жұлдыздың тереңіне ауысатын жұлдыздық трансформацияның күн зоналарының рөлін интуитивті болжап алды және одан да тығыздалған зат беретін қабықшалардың біртіндеп тасталуында қалыптасатын планеталарға. Джинс сондай-ақ кездейсоқ білім емес, тығыз қос жұлдыз жүйесінде заттың ағуы туралы мәселені шешуге өте жақын болды.

Джинс гипотезасы Джеффриспен бірнеше түрді өзгертті,ол дамудың сұйық кезеңі арқылы өткен барлық ғаламшардың өткені туралы ұғымдардың геофизикалық және геохимиялық негіздемесін берді. Джинс және Джеффрис гипотезасының сыншыларының бірі Риссел болды (1935 ж.), ол Джинс концепциясы Күн жүйесінің қолданыстағы өлшемдерін, әсіресе күннің бұрыштық жылдамдығын түсіндіре алмайды.

Сонымен, Лаплас пен Джинс екеуі де есепті шешудің дұрыс жолында тұрды, және дәл осы қарама-қайшылықты шешу арқылы жүйенің қалыптасуына Күннің ішінара қатысуы туралы шындық туылуы мүмкін.

1930 жылы Берлинге ғалым Лаплас идеясына қайта оралып, ғаламшарға бастау берген газ дискілерінің немесе айналмалы сақиналардың пайда болуын негізге алған Джинске қарағанда прогрессивті гипотезаны ұсынды.

Бір қызығы, 1935 жылы ғалымдар Рэсселмен күн қос жұлдыз болды деген ой айтты. Алайда, ғалым өз ойын логикалық аяқтауға жеткізбей, бұл екі жұлдызды талшық жасай отырып, қарама-қарсы жұлдыз жыртқан деп болжады.

Ағылшын теоретигі Литтлтон көптеген қызықты ойларды, атап айтқанда, 1936 жылы Күннің үш жұлдызды жүйеге қатыстылығы туралы идеяны айтты. Бұл ретте, Джинс теориясының Рэселмен көрсетілген ақауларын жоюға тырысып, Литтлтон қандай да бір жұлдыз күннің екі жұлдызына жақындап, жұптың үзілуіне себеп болатынына жол берді. Жақын болған үшінші жұлдыз және Жұлдыз-серіктесіктен туындаған құйма күштер олардың арасында материяның (талшықтың) ұзартылған лентасының пайда болуына алып келді, ол кейінірек күнмен басып, планеталар түрінде оның айналасында конденсацияланған. Математикалық жағынан екі жұлдыздың әртүрлі бағытта қозғалуы кезінде, олардың арасында материяның лентасы күнмен оңай көмілуі мүмкін екендігі көрсетілді.

Сонымен қатар, Литтлтон Плутон басқа планетамен (Тритонмен) соқтығысқаннан кейін өзінің қатты эксцентрикалық және көлбеу орбитасына тасталғаны туралы гипотезаны ұсынды.

Осылайша, ғалымдарға күннің жалғыз емес, көп компонентті жүйенің құрамында дамығаны туралы ой келді.

1942 жылы X. Альвен ғарыштық гипотезаны айтты, осыған сәйкес күн атомдары күнге түсіп, иондалған және магнит өрісі ұйғарылған орбиталар бойынша қозғала бастады. Иондалған атомдар күннің магнит өрісі сызықтарының бойымен қозғалып, экваторлық жазықтықтың тепе-теңдігінің белгілі бір орындарына түсті. Атомдар күн жағына белгілі бір жылдамдықтармен үдетуді бастан кешкен және күннен белгілі бір қашықтықта иондалған жағдайда, математикалық есеп иондардың тығыздығын түпкілікті бөлу сыртқы планеталардың орналасуына сәйкес келуі тиіс екенін көрсетті.

Альвеннің теориясы қызықты, бірақ ол ішкі планеталардың пайда болуын түсіндіре алмайды деп саналады. Сонымен қатар, күн мен газды бұлтпен кездесу мүмкіндігі екіталай деп қарастырылады.

1943 жылы Альвен гипотезасының жалғасы ретінде Совет математигі және физик О. Шмидт “метеорит теориясын”ұсынды. Осы кең танымал теорияға сәйкес, күн жұлдызаралық бөлшектердің ғарыштық тұмандығын кездестірді және басып алды, олардың соққылар нәтижесінде планеталар пайда болды. Ол екі шешілмеген сұрақтардың алғышарттарын негізге алды: “күннің бойында күш қайда табылды, болашақ жерді алысқа лақтыру үшін және жұлдыздың жанынан өтіп кеткен жалғыз адам қайда?”. Және бұл сұрақ Шмидт кездейсоқ қойған жоқ. Ол бұл жұлдыз күннің екі егізі, қазір өшкен, сондықтан жұлдыздың қасиеттерін көрсетпейтін деп ойлаған жоқ. Кантқа сүйене отырып, Шмидт дамып келе жатқан материяның негізіне суық ғарыштық шаңның шексіз жиналуын алды. Әрбір ұйықтау бірте-бірте өсіп келе жатқан ғаламшардың бетіне түсетін және қозғалыс күшін беретін жұлдызаралық тұмандықтан жасалған үлкен сынықтар мен шағын бөлшектерді өзіне алып, өсті. Шмидт жердің тербелісі мен айналуы, сондай-ақ радиоактивті элементтердің ыдырауы арқасында тау жыныстарының жартылай қызуы мен балқуы кешірек басталды деп есептеді. Бір қызығы, Шмидт элементтердің радиоактивті ыдырауы ғаламшардың шығу тегі белгілі бір рөлге ие болды, бұл ретте оның заттарының ядролық синтезіне ешқандай көңіл бөлмеді, яғни ғарыш денелерінің сапалық құрамын, біртіндеп дамудағы емес, үш жүзжылдықтың ішінде Шмидтке дейінгі тағы да Декартты сақтады.

Сонымен, Шмидт бойынша, планеталар күннен туылмады,ол ішінара ғана дұрыс болды. Математикалық негіздеменің жоғары деңгейі болған жағдайда Шмидттің космогоникалық теориясы материяның сапалы дамуы мәселесін толығымен айналып кетті. Я. Мияки 1969 жылы көрсеткеніндей, астрономдардың тікелей бақылау мәліметтері әр түрлі жұлдыздардың химиялық құрамы әртүрлі екенін және жұлдыздардың құрамының айырмашылығы, әрине, олардың эволюциясымен және жұлдыздың спектралды класымен байланысты екенін бәрінен бұрын көрсетті.