(van Grieks kosmos, wereld, en wortel van gignesthai, geboren worden), beschrijving of theorie van de schepping of het ontstaan der wereld. Reeds in de oudste tijden waarvan gegevens overgeleverd zijn, vindt men hypothesen hierover in mythen en legenden; veelal speelt daarbij een godheid, die, gewoonlijk uit reeds bestaande stof (de „chaos” der Grieken), de orde schept die men er thans in aantreft, daarin de hoofdrol.
De eerste, nog fantastische pogingen tot een kosmogonie op natuurwetenschappelijke basis, die zich ten doel stelt om uit de eigenschappen der wereld en de natuurwetten, zoals die nu waargenomen worden, iets af te leiden omtrent het verleden en het ontstaan dezer wereld, vindt men ca 500 v. Chr. bij de Griekse denkers (Thales van Milete, Empedokles, Plato). De eigenlijke wetenschappelijke kosmogonie begint echter pas in het laatst van de 17de eeuw, als Newton het denkbeeld oppert, dat de zon en de vaste sterren door de werking der gravitatie-kracht ontstaan zouden kunnen zijn uit een oermaterie die oorspronkelijk gelijkmatig over het heelal verdeeld was. Door astronomen uit onze tijd (speciaal Jeans en Eddington) is dit idee weer opgevat en zijn schattingen gemaakt van de grootte-orde der afzonderlijke delen, waarin zo’n homogeen gasvormig medium zich zal splitsen. De kosmogenetische speculaties der 18de en 19de eeuw houden zich echter vnl. bezig met het ontstaan van het planetenstelsel. Zij worden geïnspireerd door de overtuiging dat de merkwaardige overeenstemming in de draaiings- en bewegingsrichtingen van de planeten en de satellieten, het feit dat hun baanvlakken bijna samenvallen en hun banen ongeveer cirkelvormig zijn, niet toevallig kan zijn, maar een oorzaak moet hebben. Die oorzaak trachten zij op te sporen. Pas in de 20ste eeuw zijn er pogingen om die speculaties tot buiten het zonnestelsel uit te breiden.In de Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (1755) wordt Newton’s denkbeeld door Kant verder ontwikkeld en uitgebreid. Kant neemt dus aan, dat zich in de chaotische oermaterie grote aantallen verdichtingen vormen, die door de algemene gravitatie-kracht de omringende stof naar zich toe trekken en zich in de loop der tijden tot sterren verdichten. De bewegingsenergie der door deze verdichtingen aangetrokken en er in vallende deeltjes wordt omgezet in warmte; hierin ziet Kant de verklaring van de hoge temperaturen der sterren. Verder onderstelt Kant, dat door het invallen der omliggende deeltjes deze verdichtingen der oermaterie in draaiing zouden geraken, die langzamerhand sneller wordt en ten slotte ten gevolge heeft, dat zich van de omtrek van zo’n verdichting ringen van materie losmaken, waaruit zich de planeten gevormd zouden hebben. Een veel hierop gelijkend beeld van het ontstaan van het planetenstelsel werd in 1796 gepubliceerd door de sterrenkundige Laplace, die echter, naar het schijnt, niet bekend was met de speculatie van Kant. Waar Kant, ten onrechte, onderstelt, dat een draaiing zou kunnen ontstaan uit materie die oorspronkelijk geen draaiing vertoonde, gaat Laplace uit van een nevelmassa die zich in langzame rotatie bevindt, door uitstraling inkrimpt en daarbij tegelijk, volgens de wetten der mechanica, haar rotatie-snelheid vergroot. De door deze draaiing veroorzaakte middelpuntvliedende kracht zal ten gevolge hebben dat de massa een afgeplatte vorm aanneemt, evenals dit bijv. bij de aarde het geval is. Bij verdere inkrimping en toeneming der rotatie-snelheid zal er een tijdstip kunnen komen, waarop voor de delen die het verste van de rotatieas verwijderd zijn de middelpuntvliedende kracht even groot wordt als de aantrekkingskracht. Aan de buitenrand zal dan de materie „ontsnappen” of althans zich losmaken van de centrale massa.
Laplace onderstelt evenals Kant, dat deze materie aanvankelijk een ring zal vormen, die zich in de loop der tijden tot een in een cirkel om het centrale lichaam rondbewegend kleiner lichaam, een planeet, zal verdichten. De nevelmassa moet toen een diameter gehad hebben, die ongeveer gelijk was aan de diameter van de baan der buitenste planeet; voor Pluto bedraagt deze twaalf duizend millioen km. Intussen zal de hoofdmassa verder inkrimpen, zal zich opnieuw een ring losmaken en een planeet vormen, enz. Hetzelfde proces zal in het klein bij de afzonderlijke planeten aanleiding kunnen geven tot de vorming van satellieten. Dit is, in het kort, de beroemde nevel-theorie van Laplace, die op ongedwongen wijze een verklaring geeft voor de bovengenoemde regelmatigheden in ons planetenstelsel, en tot omstreeks het begin van de 20ste eeuw de gangbare theorie over het ontstaan van het zonnestelsel was. Het is tot nog toe echter niet gelukt het door Kant en Laplace veronderstelde proces kwantitatief na te rekenen.
De berekeningen die gedaan zijn tonen op verscheidene punten de ontoereikendheid der theorie en naar de mening van verscheidene onderzoekers zouden haar zelfs zoveel moeilijkheden in de weg staan dat zij als onhoudbaar zou moeten worden opgegeven. De bezwaren zijn vnl. gericht tegen Laplace’s onderstelling, dat het door de snelle draaiing ontsnappende ijle gas zich tot een planeet zou kunnen condenseren. De genoemde onderzoekers gevende voorkeur aan de, omstreeks 1905 voor het eerst door Chamberlin en Moulton uitgesproken opvatting, dat het ontstaan van het zonnestelsel te danken zou zijn aan de voorbijgang van een andere ster. De beide zonnen zouden bij deze ontmoeting zeer dicht bij elkaar gekomen moeten zijn (volgens Jeffreys zouden zij elkaar zelfs geraakt moeten hebben) en uit de hierdoor op de zon gevormde hoge getijdengolf, die zich gedeeltelijk van de zon losmaakte en in vaste delen condenseerde, zou het planetenstelsel ontstaan zijn. De bij dit proces gevormde planeten zouden aanvankelijk waarschijnlijk ellipsbanen met vrij grote excentriciteiten beschrijven. Men neemt aan dat zij onder de opneming der oorspronkelijk niet in de planeten geconcentreerde materie langzamerhand cirkelvormig geworden zijn. Het valt niet te ontkennen dat deze theorie iets gekunstelds heeft, vergeleken bij de theorie van Laplace. Er laten zich nog andere bezwaren inbrengen tegen deze, in de laatste tijd vnl. door Jeffreys en Jeans uitgewerkte, zgn. getijdentheorie van het ontstaan van ons planetenstelsel, welke bezwaren nog niet voldoende weerlegd zijn. Vermeldenswaard is ook, dat zulke nabije ontmoetingen tussen twee sterren, die aanleiding zouden kunnen geven tot de vorming van een planetenstelsel, buitengewoon zeldzaam moeten zijn, zodat de met een planetenstelsel omgeven sterren betrekkelijk zeldzaam zouden kunnen zijn. Deze conclusie is echter uiterst onzeker. Uit de waarnemingen kan men het al of niet bestaan van planeten bij andere sterren nog niet aantonen.
Gedurende de laatste zeven jaar is men zich opnieuw met het ontstaan van het planetenstelsel gaan bezighouden, nadat, in het bijzonder door het werk van von Weizsacker, de aandacht gevestigd was op het belang van aërodynamische beschouwingen en turbulentie-verschijnselen voor dit probleem. Men is daarbij teruggekeerd tot de unitaristische theorie, volgens welke het planetenstelsel zich zonder tussenkomst van een andere ster uit een de zon omgevende gaswolk gevormd zou hebben. De theorie der aërodynamica is echter nog niet ver genoeg ontwikkeld om het vraagstuk van het ontstaan van het planetenstelsel bevredigend op te lossen.
Met betrekking tot het stelsel aarde-maan (dat zich onderscheidt door de exceptioneel grote massa van de satelliet vergeleken bij die van het centrale lichaam) zijn interessante berekeningen gedaan door George H. Darwin, die bewees dat door de invloed van de wrijving der getijden de maan in het verleden zo dicht bij de aarde gestaan moet hebben dat zij deze bijna raakte. Darwin was zodoende in staat de geschiedenis van het systeem aarde-maan in het verleden te volgen tot dicht bij het tijdstip waarop de maan uit de aarde ontstaan zou zijn. Hij heeft ook de progressieve veranderingen onderzocht die de getijdenkrachten elders in ons zonnestelsel bewerkt kunnen hebben.
Interessante beschouwingen over het verleden van het heelal hebben zich de laatste jaren vastgeknoopt aan de ontdekking van de zgn. uitdijing van het heelal. De grootste eenheden, waarin de materie samengevat k, zijn de stelsels van enige duizenden millioenen sterren elk, die met de naam van extragalactische nevels of spiraalnevels aangeduid worden. De in de laatste jaren uitgevoerde metingen tonen dat deze sterrenstelsels zich alle van elkaar verwijderen en wel met snelheden evenredig met hun onderlinge afstanden.
Op een afstand die zo groot is, dat het licht millioen jaren nodig heeft om deze af te leggen (een afstand dus van 9,5 X 1018 km), bedraagt deze snelheid ca 160 km per seconde. De sterrenstelsels moeten dus vroeger veel dichter bij elkaar geweest zijn; indien men onderstelde dat hun snelheden steeds even groot geweest waren als thans, zouden zij ca twee milliard jaren geleden practisch in één punt verenigd geweest moeten zijn. Deze onderstelling is echter zeker onjuist; men moet rekening houden met de werking der algemene gravitatie-kracht, waardoor de uitdijingssnelheid zich met de tijd zal wijzigen.
De voor het eerst door Einstein in verband met de algemene relativiteitstheorie ingevoerde, later vooral door De Sitter uitgebouwde, beschouwingen doen hier het middel aan de hand om een inzicht in het verleden van het heelal te krijgen. Volgens deze inzichten heeft men bij het beschreven verschijnsel niet slechts te maken met een uit elkaar bewegende groep van sterrenstelsel, maar moet men aannemen dat de ruimte zelf zich uitzet. Einstein’s theorie heeft ook de mogelijkheid aangetoond, dat deze ruimte eindige afmetingen en een eindige inhoud zou kunnen hebben, terwijl zij toch onbegrensd is (evenals, in twee-dimensies, het oppervlak van een bol eindig maar toch onbegrensd k; denkt men zich dit boloppervlak van dunne rubber, dan vertoont het groeien van het oppervlak van de ballon, als hij opgeblazen wordt, een analogon van de uitdijing der ruimte). Voor het begin van het heelal zijn nu verschillende mogelijkheden denkbaar. Men kan zich voorstellen, dat het begonnen is als een zgn. sferische ruimte, die slechts enkele malen kleiner was dan de tegenwoordige ruimte, en wel van zodanige afmetingen, dat zij in evenwicht was. Einstein had reeds aangetoond, dat zo’n evenwicht bestaanbaar was. Het is echter een labiel evenwicht; bij de geringste storing moet het heelal gaan inkrimpen of uitzetten, en wel met voortdurend toenemende snelheid. Eddington geeft de voorkeur aan een zodanig rustig begin van het heelal, De Sitter en Lemaitre schenken meer aandacht aan de opvatting volgens welke het gehele heelal bij het begin van de tijd theoretisch in één punt verenigd zou zijn en explodeert.
De tijdsduur, die verlopen is sedert het heelal zijn kleinste volume ingenomen heeft, moet volgens al deze opvattingen van de orde van enige milliarden jaren zijn, d.i. een tijd die ongeveer overeenkomt met de uit geologische onderzoekingen bepaalde leeftijd der aarde.
Astronomisch gesproken is dit een korte tijd: sterrenstelsel hebben in die tijd slechts een tiental omwentelingen om hun as voltooid. Merkwaardig k dat de vaak nog zeer weinig geordende structuur der sterrenstelsels eveneens tot de conclusie dwingt dat zij eerst enkele milliarden jaren geleden gevormd zijn.
Men kan nog een stap verder gaan: een beschouwing van radioactieve elementen en hun zgn. isotopen maakt het waarschijnlijk dat ook de elementen zelf, en zeker een element als uranium, een paar milliard jaar geleden gevormd zullen zijn. Onder de condities zoals die thans in het heelal voorkomen kan het uranium niet gevormd zijn. Het is plausibel om te denken dat dit geschied is in het eerste stadium van het heelal, op een moment dat alle daarin vervatte materie samengedrongen was in een kleine ruimte met een enorme dichtheid. De in de laatste tijd verkregen inzichten in zgn. kernreacties geven zelfs een middel in de hand om iets te weten te komen over dichtheid, temperatuur en explosie-snelheid van de dichte klomp materie waaruit naar deze opvattingen het heelal ontstaan zou zijn.
PROF. DR J. H. OORT
Lit.: Over het planetenstelsel: Kant, Allg. Naturgeschichte und Theorie des Himmels (1755) ; Laplace, Exposition du système du Monde (1796); G. H. Darwin, The Tides; Poincaré, Leçons sur les hypothèses cosmogoniques (1911); Jeans, Problems of Cosmogony and Stellar Dynamics (1919; Astronomy and Cosmogony (1928); Jeffreys, The Earth (1924); Nölke, Der Entwicklungsgang unseres Planetensystems (1930); H. N. Russell, The Solar System and its Origin (1935) ; D. ter Haar, Studies on the Origin of the Solar System, diss. Leiden (1948).
Over het heelal: De Sitter, Kosmos (1932) ; Eddington, The Expanding Universe (1933): Lemaître, L’univers en expansion (Ann. de la Soc. Scient, de Bruxelles, Série A, dl 53, blz. 51-85, 1933 en Lecture faite à la séance publique de l’Académie Royale de Belgique, le 15 déc. 1934) ; Heckmann, Theorien der Kosmogonie (1942).
