Космогония Солнечной системы

Космогония Солнечной системы.

Современное состояние планетной космогонии: 

Образование Солнца и протопланетного  облака. Данные, накопленные астрофизикой, говорят о том, что звезды, в т.ч. и звезды солнечного типа, образуются в газово-пылевых комплексах с массой . Примером такого комплекса явл. известная туманность Ориона, где звезды продолжают образовываться. По-видимому, и Солнце образовалось с группой звезд в ходе сложного процесса сжатия и фрагментации подобной массивной туманности.

Начавшее сжиматься массивное  облако, участвующее в общем вращении Галактики, не может сжаться до высокой  плотности из-за большого момента  вращения. Поэтому оно стремится  распасться на отдельные фрагменты. Часть момента вращения при этом переходит в момент относительного движения фрагментов. Процесс последовательной фрагментации, сопровождаемый беспорядочными (турбулентными) движениями, ударными волнами, запутыванием магн. полей, приливным взаимодействием фрагментов, сложен и понят далеко не достаточно. Однако эволюция изолированного фрагмента, имеющего массу и обладающего не слишком большим начальным моментом вращения K ( ), уже может быть прослежена путем расчетов на ЭВМ. Расчеты показывают, что при большом моменте вращения вместо протозвезды может возникнуть неустойчивое кольцо, разбивающееся на фрагменты. Таким путем, возможно, формируются кратные звезды. При много меньшем значении K более вероятно образование одиночной звезды. В 80-е гг. 20 в. появились детальные расчеты по образованию около сжимающейся протозвезды (Солнца) уплощенного газово-пылевого диска. В экваториальной области сжимающейся протозвезды должна существовать область с интенсивным перераспределением момента вращения. В случае эффективной турбулентности, вызванной продолжающейся аккрецией газа, все новые порции вещества с избыточным моментом выносятся наружу, образуя вращающийся газово-пылевой диск. Часть вещества из сжимающейся оболочки аккрецирует непосредственно на диск. Не исключено, что в зависимости от начальных условий в туманности, влияния соседних фрагментов, а также вспыхивающих поблизости новых и сверхновых звезд массы и размеры образующихся дисков могут варьировать в широких пределах. Важную роль в ранней эволюции таких дисков играет активность молодой звезды - ее излучение в рентг. и УФ-диапазонах, общая светимость и интенсивность звездного ветра. Имеются данные, что рентг. и УФ-излучение молодых звезд солнечной массы может на порядки превышать интенсивность коротковолнового излучения совр. Солнца. С использованием ур-ний гидродинамики были построены модели околосолнечного газово-пылевого диска, вращающегося вокруг такого активного Солнца. Согласно этим моделям, темп-ра в центральной плоскости диска падает с расстоянием от Солнца как r^-1-r^-1/2, составляя 300-400 К на расстоянии r=1 а.е. и лишь десятки кельвинов на а.е. Внеш. разреженные слои диска могли нагреваться коротковолновым излучением Солнца до очень высоких темп-р, что вело к потере газа (его рассеянию в межзвездное пространство). Этому процессу способствовал также интенсивный солнечный ветер. Однако структуру внутренних, более холодных областей диска хорошо отражает модель, положенная в основу исследований Шмидта и его сотрудников.     

Процесс образования планет и их спутников

При моделировании отдельных  стадий эволюции протопланетного облака и образования планет (рис.) большое  внимание уделяется начальной стадии - опусканию пылинок в центральной  плоскости диска и их слипанию в условиях допланетного облака. От быстроты роста пылинок зависит время их опускания и образование уплощенного пылевого диска. Последующий распад пылевого диска, образование пылевых сгущений и их превращение в рой компактных тел астероидных размеров с космогонич. точки зрения был весьма быстрым (<10⁶ лет). Следующий этап - аккумуляция планет из роя "промежуточных" тел и их обломков - занял гораздо больше времени. При исследовании этого этапа все шире используется моделирование на ЭВМ. Результаты расчетов наглядно продемонстрировали зависимость конечного числа планет от массы вещества в допланетном облаке. С. Доул (США) нашел, что при массе облака > 0,15 аккумулирующиеся тела сливаются в единый звездообразный спутник Солнца. Это явл. еще одним подтверждением правильности модели маломассивного допланетного облака. Численное моделирование в принципе позволяет определять одновременно распределение масс и распределение скоростей допланетных тел. Однако сложность учета гравитац. взаимодействия многих тел долгое время не позволяла получать надежные результаты. Недавно Дж. Везерил (США) проделал весьма трудоемкие расчеты динамики роя тел в "зоне питания" планет земной группы, к-рые подтвердили как характер распределения скоростей на заключительном этапе роста планет, так и время аккумуляции Земли (~ 10⁸ лет), оценивавшиеся ранее аналитич. методами. Процесс образования планет земной группы прослежен уже достаточно детально. Получаемым методом численного моделирования расстояния между планетами, их массы, периоды собств. вращения, наклоны осей удовлетворительно согласуются с наблюдениями.

Процесс образования планет-гигантов был более сложным, и многие его  детали еще предстоит выяснить. Существуют две гипотезы о пути формирования Юпитера и Сатурна, содержащих много  водорода и гелия (по своему составу  они ближе к Солнцу, чем др. планеты). Первая гипотеза ("контракции") объясняет "солнечный" состав планет-гигантов тем, что в протопланетном диске  большой массы образовались массивные  газово-пылевые сгущения - протопланеты, к-рые затем в процессе гравитац. сжатия превратились в планеты-гиганты. Эта гипотеза не объясняет удаления из Солнечной системы больших излишков вещества, не вошедшего в планеты, а также причин отличия состава Юпитера и Сатурна от солнечного (Сатурн содержит больше тяжелых хим. элементов, чем Юпитер, к-рый, в свою очередь, содержит их относительно больше, чем Солнце). Согласно второй гипотезе ("аккреции"), образование Юпитера и Сатурна протекало в два этапа. На первом, длившемся ок. лет с области Юпитера и лет в области Сатурна, происходила аккумуляция твердых тел таким же образом, как в области планет земной группы. Когда самые крупные тела достигли критич. массы (ок. двух масс Земли), начался второй этап - аккреция газа на эти тела, длившийся не менее 10⁵-10⁶ лет. На первом этапе из области Юпитера диссипировала часть газа, и его состав оказался отличным от солнечного; еще больше это проявилось у Сатурна. На стадии аккреции наибольшая темп-ра наружных слоев Юпитера достигала 5000 К, а у Сатурна - ок. 2000 К. Значит. прогревание Юпитером своей окрестности определило силикатный состав его близких спутников. Согласно гипотезе контракции на ранней стадии планеты-гиганты также имели высокие темп-ры, однако динамика процессов в рамках гипотезы аккреции более обоснована. Образование Урана и Нептуна, содержащих всего 10-20% H и He, также лучше объясняется второй гипотезой. К моменту достижения ими критич. массы (за время ~ 10⁸ лет) б'ольшая часть газа уже покинула Солнечную систему.

Малые тела Солнечной системы - астероиды и кометы - представляют собой остатки роя "промежуточных" тел. Астероиды - это каменистые тела внутр. околосолнечной зоны, кометы - каменисто-ледяные тела зоны планет-гигантов. Массы планет-гигантов еще до завершения их роста стали столь большими, что своим притяжением начали очень сильно изменять орбиты пролетавших мимо них малых тел. В результате нек-рые из них приобрели очень вытянутые орбиты, в т.ч. и орбиты, уходящие далеко за пределы планетной системы. На тела, удалявшиеся дальше 20-30 тыс. а.е. от Солнца, заметное гравитац. воздействие оказывали ближайшие звезды. В большинстве случаев воздействие звезд приводило к тому, что малые тела переставали заходить в область планетных орбит. Планетная система оказалась окруженной роем каменисто-ледяных тел, простирающимся до расстояний 10⁵ а.е. (~ 1 пк) и являющимся источником ныне наблюдаемых комет. Существование кометного облака установил нидерландский астроном Я. Оорт (1950 г.). Влияние ближайших звезд может иногда столь сильно возмутить орбиту каменисто-ледяного тела, что оно уйдет совсем из Солнечной системы, а иногда может перевести его на орбиту, проходящую в окрестности Солнца. Вблизи Солнца ледяные тела начинают испарятсья под действием его лучей и становятся видимыми - возникает явление кометы.

Астероиды сохранились до нашего времени  благодаря тому, что подавляющее  большинство их движется в широком  промежутке между орбитами Марса  и Юпитера. Аналогичные каменистые тела, некогда существовавшие во всей зоне планет земной группы, давно присоединились к этим планетам либо разрушились  при взаимных столкновениях, либо были выброшены за пределы этой зоны благодаря  гравитац. воздействию планет.

Крупнейшие из совр. астероидов - поперечником в 100 км и более - образовались еще в эпоху формирования планетной системы, а средние и мелкие в большинстве своем явл. обломками крупных астероидов, раздробившихся при столкновениях. Благодаря столкновениям астероидных тел непрерыво пополняется запас пылевого вещества в межпланетном пространстве. Др. источником мелких твердых частиц явл. распад комет при пролете их вблизи Солнца.

Недра "первичных" крупных астероидов подвергались, по-видимому, разогреву  примерно до 1000^oС, что отразилось на составе и структуре их вещества. Мы знаем об этом благодаря тому, что на поверхность Земли выпадают мел-кие обломки астероидов - метеоритов, состав и физ. св-ва к-рых указывают, что они прошли стадии нагрева и дифференциации вещества. Причины разогрева астероидов до конца не ясны. Возможно, нагрев был связан с выделением теплоты при распаде короткоживущих радиоактивных изотопов; астероиды могли быть также нагреты взаимными столкновениями.

Нек-рые метеориты представляют собой наилучшие из доступных нам образчиков "первичного" планетного вещества. По сравнению с земными горными породами они несравненно меньше изменены последующими физ.-хим. процессами. Возрасты метеоритов, определяемые по содержанию радиоактивных элементов и продуктов их распада, характеризуют в то же время возраст всей Солнечной системы. Он оказывается равным ок. 4,6 млрд. лет. Следовательно, длительность процесса формирования планет незначительна по сравнению с временем их дальнейшего существования.

Происхождение систем регулярных спутников  планет, движущихся в направлении  вращения планеты по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости  ее экватора, авторы космогонич. гипотез обычно объясняют повторением в малом масштабе того же процесса, к-рый они предлагают для объяснения образования планет Солнечной системы. Системы регулярных спутников имеются у Юпитера, Сатурна и Урана, к-рые обладают также кольцами из мелких твердых частиц. У Нептуна нет регулярной системы спутников и, по-видимому, нет колец. Совр. планетная космогония объясняет образование регулярных спутников эволюцией протоспутниковых дискообразных poев частиц, возникших в результате неупругих столкновений вблизи данной планеты планетезималей, двигавшихся по околосолнечным орбитам.

В системе регулярных спутников  Юпитера имеется деление на две  группы: силикатную и водно-силикатную. Различия в хим. составе спутников  показывают, что молодой Юпитер был  горячим (нагрев мог быть обусловлен выделением гравитац. энергии при аккреции газа). В системе спутников Сатурна, состоящих в основном из льда, нет деления на две группы, что связано с более низкой темп-рой в окрестностях Сатурна, при к-рой могла конденсироваться вода.

Происхождение иррегулярных спутников  Юпитера, Сатурна и Нептуна, т. е. спутников, обладающих обратным движением, а также небольшого внеш. спутника Нептуна, обладающего прямым движением  по вытянутой орбите, объясняют захватом.

У медленно вращающихся планет Меркурия и Венеры спутников нет. Они, по-видимому, испытали приливное торможение со стороны  планеты и упали в конце  концов на её поверхность. Действие приливного трения проявилось также в системах Земля-Луна и Плутон-Харон, где спутники, образуя с планетой двойную систему, всегда повёрнуты к планете одним  и тем же полушарием.

Объяснение происхождения Луны потребовало детального исследования св-в околоземного роя частиц, существование к-рого поддерживалось в течение всего времени аккумуляции Земли неупругими столкновениями частиц в ее окрестностях.

Образование роя достаточной массы  возможно лишь за счёт многочисл. столкновений наиболее мелкой фракции межпланетных частиц. Динамика роя позволяет подойти к объяснению различий в хим. составе Луны и Земли, черпавших вещество из одной и той же зоны. Преимуществ. попадание в рой мелких частиц могло одновременно привести к обогащению роя силикатным веществом, т. к. именно каменистые тела при столкновениях образуют мелкую пыль (в отличие от металлич. тел). На стадии мелкодисперсного вещества могли быть частично потеряны и летучие вещества, дефицит к-рых был обнаружен в лунных породах. Из спутникового роя могла образоваться система из неск. крупных спутников, орбиты к-рых с разной скоростью эволюционировали под действием приливного трения и к-рые в конечном счете объединились в одно тело - Луну. Анализ состава и определения возраста доставленных в 70-х гг. 20 в. на Землю лунных пород показал, что Луна еще в ходе своего образования или вскоре после этого была разогрета и прошла магматич. дифференциацию, в результате к-рой сформировалась лунная кора. Изобилие крупных ударных кратеров на материковой части лунной поверхности показывает, что кора успела затвердеть ещё до того, как затухла интенсивная бомбардировка Луны формировавшими ее телами. Слияние Луны из неск. крупных тел (протолун) дает быстрое нагревание до 1000 К ее поверхностного слоя толщиной в сотни км, что лучше согласуется с ранней дифференциацией вещества Луны. При медленной аккумуляции Луны из мелких частиц выделившейся гравитац. энергии недостаточно для требуемого нагрева Луны. Альтернативные гипотезы нагрева Луны в результате распада короткоживущих радиоактивных изотопов и нагрева электрич. токами, индуцированными интенсивным солнечным ветром, требуют неприемлемо быстрого образования Луны на самом раннем этапе формирования Солнечной системы. Итак, наиболее вероятным представляется образование Луны на околоземной орбите, однако в литературе продолжают обсуждаться и маловероятные гипотезы захвата Землей готовой Луны и отделения Луны от Земли.

Заметное различие ср. плотности  планет земного типа связано, по-видимому, со значит. различием общего содержания Fe и содержания металлич. Fe. Высокая плотность Меркурия (5,4 г/см³) указывает на то, что он содержит до 60-70% металлич. никелистого железа, тогда как низкая плотность Луны (3,34 г/см³) указывает на отсутствие в ней значит. количеств металлич. железа (менее 10-15%). Содержание богатого железом сплава в Земле составляет ок. 32%, в Венере - ок. 28%.

В 70-е гг. 20 в., одновременно с развитием  представлений о последовательной конденсации различных веществ  в остывающем протопланетном облаке, появилась гипотеза неоднородной (гетерогенной) аккумуляции планет, согласно к-рой  полная аккумуляция нелетучих веществ  в несколько крупных тел - ядер будущих планет - успевала произойти  до заметного дальнейшего остывания  облака и конденсации других, более  летучих веществ. По этой гипотезе, формирующиеся планеты с самого начала оказываются слоистыми. В  сочетании с предположением о  конденсации сначала металлич. железа, а затем силикатов гипотеза гетерогенной аккумуляции объясняла возникновение железных ядер у Земли и Венеры. Однако она игнорировала надежные астрофизич. оценки скорости остывания облака: остывание должно происходить несравненно быстрее, чем аккумуляция продуктов конденсации. Выдвигалась также гипотеза, что ядра Земли и Венеры состоят в основном из силикатов и окислов, перешедших под действием давления вышележащих слоев в плотное металлич. состояние. В этом случае ядра Земли и Венеры содержали бы всего неск. % металлич. железа, т.е. приблизительно столько же, сколько ядро Луны, но меньше, чем ядро Марса (давление в недрах Марса и Луны заведомо слишком мало для перехода силикатов в металлич. состояние). Эксперименты по статич. сжатию вещества до давлений, близких к давлениям в ядрах Земли и Венеры, пока не позволяют сделать определенного вывода о возможности таких фазовых переходов с достаточно большим скачком плотности.