Рождение Солнечной системы
Одним из главных вопросов, ответ на который долгое время ищут исследователи космического пространства, является вопрос о рождении Солнечной системы. Изучение небесных тел данной области помогает сформировать все новые и более логичные гипотезы о происхождении нашей звездной системы. Поиск разгадки подталкивает человечество к улучшению исследовательской техники, а также к расширению горизонтов понимания Вселенной.
В данной статье вы узнаете самые современные теории о рождении и формировании Солнечной системы.
Когда появилась
Самой принимаемой в научном сообществе гипотезой о том, как появилась Солнечная система, является небулярная модель. Ее основная идея заключается в том, что наша звездная система сформировалась из газопылевого облака.
Небулярную гипотезу первым сформулировал немецкий философ Кант в 1755 году. В последующем она неоднократно проверялась и улучшалась. На данный момент именно ее придерживается большинство исследователей космоса.
По гипотезе Канта, Солнце и планеты вокруг него появились из массивного водородного облака путем его сильного гравитационного сжатия. Произошло это около 4,6 млрд. лет назад. Образование самой звезды заняло около 10 миллионов лет, а на окончательное формирование остальных объектов ушло до нескольких сотен тысячелетий. В последующем возникли такие структуры, как пояс астероидов и планетарные спутники.
Этапы формирования
Разберем основные тезисы небулярной гипотезы возникновения Солнечной системы. Вначале рождается центральная звезда. Она формируется из огромного облака холодного водорода. В определенным момент водородная масса начинает быстро сжиматься под действием гравитационных сил, т.е. коллапсировать. От нее отделяются фрагменты, которые также подвергаются гравитационному коллапсу и сжимаются до размеров звезд. Эти части облака зовутся протозвездными туманностями.
Образование Солнца
Туманность начинает постепенно притягивать к себе огромные массы межзвездной пыли и газа, за счет чего начинается ее орбитальное движение. В центральной части данной области газ начинает сжиматься, образуя раскаленное ядро звезды. Постепенно коллапс туманности проходит и ускоряется вращательный момент протозвезды. Газ и пыль вокруг нее приобретают значительное ускорение.
После набором протозвезды достаточной массы путем приращения газа и материи, запускается процесс термоядерных реакций в ее ядре. Для этого масса протозвезды должна быть в 80 раз больше массы Юпитера. С момента формирования туманности до запуска в протозвезде термоядерных реакций проходит в среднем 100000 лет.
Новая звезда еще очень мала – она находится в стадии коричневого карлика. Она продолжает аккрецировать материю из туманности и постепенно в течение нескольких сотен миллионов лет превращается в звезду солнцеподобного типа.
После того, как значительная часть массы протозвездной туманности сформировало звезду, вокруг нее образуется протопланетный диск. Постепенно молодая звезда и окружающее ее пространство остывает, что приводит к конденсации летучих веществ. Формируются пылевые частички, начинающие слипаться между собой. Так постепенно образуются планетазимали – «кирпичики» диаметром не более 1 км, из которых строятся планеты.
Формирование планет внутренней группы
Планеты внутренней группы сформировались в тех областях протопланетного диска, где температура слишком высока для существования частиц льда и газа в диком состоянии. Поэтому эти объекты построены преимущественно из термоустойчивых горных пород. Планетазимали вначале быстро приращивают массу, достигая диаметра более километра. Далее крупные фрагменты притягивают к себе более мелкие, пока запас планетазималей в диске не окажется полностью исчерпан. Наступает стадия окончательного формирования Солнечной системы и приобретения ее телами определенной орбиты. Весь процесс возникновения планеты внутренней группы занял от 10 до 100 миллионов лет.
Возникновение газовых гигантов
Формирование газовых гигантов более сложный процесс. До момента образования крупных планетазималей их развитие подобно планетам земного типа. Но в их составе содержатся частицы льда, и они наращивают свою массу путем аккреции газа из протопланетного диска. Это возможно, т.к. во внешней области будущей звездной системы температуры относительно невысоки. Процесс сбора газа занимает несколько миллионов лет до истощения газовых запасов диска. Формирование газовых гигантов оказывает значительное влияние на количество твердотельных планет внутри системы. Чем раньше началось образование газовых планет, тем меньше строительного материала останется на формирование землеподобных тел.
Одной из заключительных стадий эволюции Солнечной системы стало образование главного пояса астероидов. Считается, что он образован из «строительного материала», оставшегося после формирования основных планет. Возникновение же спутников у планет могло идти тремя основными путями:
- захват независимых тел гравитацией планеты;
- выброс на орбиту фрагмента планеты после ее столкновения с крупным объектом;
- совместная аккреция с «хозяином» из одного протопланетного диска.
Будущее Солнца
Наша звездная система будет сохранять относительную стабильность до истощения запасов водорода внутри солнечного ядра. Стареющее Солнце будет быстро увеличиваться в размерах и излучать все больше энергии. Через 1 млрд. лет поверхность Земли разогреется до состояния полного испарения воды мирового океана. Облака водяного пара усилят парниковый эффект, еще больше разогрев планету. Еще через 2,5 млрд. лет Земля по условиям станет схожа с современной Венерой, а вот Марс станет вполне пригоден для жизни.
Через 7 млрд. лет запасы солнечного водорода полностью закончатся, и звезда начнет выжигать водород из окружающей оболочки. Это приведет к ее разрастанию и переходу в стадию красного гиганта. Меркурий, Венера и Земля будут поглощены огромной звездой.
Солнечное ядро будет быстро набирать массу, пока в нем не запустится термоядерная реакция преобразования гелия в углерод. Эта стадия продлится еще несколько сотен миллионов лет, а после сбросит в космическое пространство огромные массы звездного вещества. Сформируется планетарная туманность. Оставшиеся небесные тела сдвинутся со своих орбит, приобретя хаотичное движение. Еще через 75 тысяч лет красный гигант полностью преобразится в белого карлика, который постепенно будет остывать и угасать. Оставшиеся вокруг планеты также будут остывать и умирать вместе с центральной звездой. По подсчетам ученых, вся эволюция Солнечной системы от рождения до смерти займет около 12,5 млрд. лет.
Перечень альтернативных теорий
Кроме небулярной гипотезы Канта есть и другие идеи о том, как появилась Солнечная система. Наиболее популярными из них являются:
- Гипотеза Джинса – формирование системы произошло в результате катастрофы. Солнце столкнулось с другой звездой, в результате часть выброшенного в космическое пространство вещества конденсировалось и образовало планеты.
- Гипотеза Лаппаса – планетарная туманность представляет собой атмосферу Солнца. При достаточном ускорении всей системы формируются туманные кольца, в последующем сгущающиеся до туманных комов – будущих планет.
- Гипотеза Фасенкова – все объекты образованы из газовых масс, отделившихся от Солнца в результате его вращения. Из этого следует, что все звезды рождаются горячими и планеты возникают как результат сброса вещества при их охлаждении.
Источник
Образование планетных систем
До середины 90-х годов такая тема, как образование планетных систем, можно сказать, не существовала. Однако существовал другой сюжет: образование планетной системы, — поскольку в то время была известна единственная такая система во всей Вселенной — наша Солнечная система. В результате все усилия, которые и теоретиками, и наблюдателями направлялись на решение этой проблемы, были ориентированы на единственный объект во Вселенной, обитателями которого мы являемся.
Первые идеи о том, как могла сформироваться Солнечная система, были высказаны еще в XVII-XVIII веке. До сих пор эта общая идеология формирования планетной системы часто называется теорией Канта-Лапласа, по имени тех ученых, которые впервые более или менее её четко сформулировали. Это представление о том, что Солнечная система образовалась из газо-пылевого диска, который вращался вокруг Солнца. И в результате того, что этот диск становился все более плоским, он постепенно разбивался на фрагментики, которые в свою очередь превращались в планеты. В таком виде образование Солнечной системы представлялось до 50-х годов. В 50-е годы оно из образной фазы перешло в фазу более точного, более численного научного исследования.
Согласно идеям, высказанным Сафроновым, в газо-пылевом диске, который окружает молодую звезду, пылинки начинают постепенно слипаться между собой, превращаться во все более и более крупные тела, которые достигают сначала метровых, а потом километровых размеров. На этом этапе они приобретают специальное имя — планетезимали. Дальнейшая агломерация планетезималей приводит к тому, что в планетной системе образуются гигантские тела — планеты. При этом протосолнечная система по температурному режиму оказывается разделена на две области: ближе к звезде, там, где достаточно горячо из-за ее излучения, не могут конденсироваться льды, не могут конденсироваться в твердое вещество вода, аммиак, другие газы, поэтому там возможно образование только каменных планет. И, соответственно, эти планеты получаются менее массивными, потому что для их образования доступно меньше вещества. За снеговой линией возможна конденсация льдов, возможно образование более массивных тел, и там мы имеем массивные планеты — планеты-гиганты. Эта картина очень красиво описывает Солнечную систему. Мало того, что она объясняет, почему у нас 4 каменных планеты и 4 планеты-гиганта, она объясняет еще и химический состав пояса астероидов. Эта граница называется снеговой линией и в Солнечной системе проходит по поясу астероидов. И оказывается, что те астероиды, которые находятся внутри снеговой линии, действительно, менее богаты водой, водяным льдом, чем астероиды, которые находятся за снеговой линией, дальше от Солнца, чем это нужно для конденсации водяного льда.
Очень логичная и стройная картина существовала до 90-х годов, однако именно в этот период было сделано несколько открытий, которые прямо или косвенно затрагивали наше представление об образовании планет. Во-первых, это открытие пояса Койпера, во-вторых, открытие первых коричневых карликов, в-третьих, начало первых прямых наблюдений протопланетных дисков у других звезд, и, конечно, самое главное — это открытие внесолнечных планет.
Первая внесолнечная планета была открыта в 1995 году. Сейчас их число уверенно приближается к тысяче. И именно с открытием внесолнечных планетных систем мы начали понимать, что Солнечная система далеко не типична среди планетных систем в нашейГалактике. Нельзя сказать, что она имеет совершенно уникальные характеристики, но она, как минимум, представляет собой не единственный возможный вариант. Соответственно, теории, которые разрабатывались для объяснения существования Солнечной системы, нуждаются в каких-то поправках, поскольку они не способны объяснить все многообразие планетных систем, которые нам сейчас известны. Поэтому, начиная с середины 90-х годов, наши представления об образовании планет претерпели довольно-таки существенную эволюцию.
Основные новшества, которые пришлось ввести в уже существующие к 90-ым годам теории, связаны с тем, что среди внесолнечных планет оказалось очень большое количество так называемых горячих юпитеров. Это планеты-гиганты, массы которых иногда значительно превышают массу Юпитера и которые обращаются на очень небольшом расстоянии от своих звезд. У многих из них орбиты находятся ближе к их звездам, чем в Солнечной системе орбита Меркурия находится к Солнцу. Согласно прежним объяснениям, Юпитер должен образоваться далеко от Солнца, за снеговой линией. В новой ситуации мы имеем те же самые массивные планеты, но на расстояниях в сотые доли астрономической единицы от звезды. Традиционные представления объяснить данное явление были не в состоянии. Еще одна проблема, с которой пришлось столкнуться людям, которые занимаются изучением образования планет, — это обнаруженное с тех пор очень короткое время жизни протопланетных дисков. Благодаря тому, что мы умеем измерять возраст звезд, мы можем измерять возраст и протопланетных дисков у этих звезд. И оказывается, что протопланетные диски живут не более 10 миллионов лет. Тогда как в стандартном варианте, в варианте Сафронова, для образования планет требуются сотни миллионов лет. Такого времени у молодой планетной системы нет: планету нужно образовать за несколько млн. лет, потом диск просто прекращает существовать, рассеивается вещество протопланетного диска.
В настоящее время есть два подхода к образованию планетных систем. Один из них — это развитие подхода Сафронова, так называемая модель аккреции на ядро. Согласно этой модели, сначала образуется некая заготовка планеты, зародыш, каменное ядро, на которое потом аккрецирует газ, и образуется уже планета-гигант наподобие Юпитера, Сатурна или внесолнечных планет-гигантов. В этом случае существует проблема возраста, и люди, которые разрабатывают эту модель, сейчас пытаются каким-то образом ускорить этот модельный процесс, понять, как он может идти не сотни миллионов лет, а всего несколько миллионов лет.
Второй вариант связан с попытками объяснить образование планет в протопланетном диске тем же механизмом, который приводит и к образованию звезд — гравитационной неустойчивостью. Другими словами, если диск достаточно массивен и в нем достаточно много вещества, в нем могут образовываться какие-то неоднородности, которые будут сжиматься под действием собственной тяжести. Если они будут достаточно массивны, они будут падать внутрь себя, коллапсировать и превращаться в массивные планеты. У такого процесса нет проблемы возраста: гравитационная неустойчивость может приводить к тому, что планеты типа Юпитера будут образовываться за тысячу лет, за десять тысяч лет. Такое время образования планеты — мгновение даже по сравнению с небольшими возрастами протопланетных дисков. Но пока создателям этой модели не удается объяснить, каким образом сжимающееся вещество успевает остыть. Дело в том, что при сжатии вещество разогревается и эту избыточную энергию необходимо куда-то сбрасывать. Однако пока неизвестно, как этот сброс энергии может происходить так быстро. Именно поэтому в научной среде преимущество сейчас имеет первая, сафроновская теория образования планет, согласно которой образование планеты происходит в два этапа: образование каменного ядра, которое потом либо становится либо самостоятельной планетой земного типа, либо затравкой для планеты-гиганта: потом на него уже выпадает вещество из протопланетного диска и образуется планета-гигант.
Слипание пылинок на самом раннем этапе происходит под воздействием физических и химических сил, то есть, они просто прилипают друг к другу. На этом раннем этапе пылинки слишком малы, чтобы они могли гравитационно воздействовать друг на друга. Здесь есть такой интересный момент: на пылинках в межзвездной среде образуется ледяная мантия, которая состоит, в основном, из оксида углерода, воды и аммиака. Под воздействием излучения звезды в этой ледяной мантии могут происходить химические реакции, которые приводят к образованию более сложных органических соединении, которые имеют «липкие» свойства. То есть, пылинки могут обрастать такими органическими мантиями, благодаря чему они будут очень хорошо прилипать друг к другу, и это облегчит образование будущей планеты. Когда эти мега-пылинки вырастают до размеров порядка одного километра, между ними начинает действовать гравитация. Далее пылинки (планетезимали) начинают объединяться друг с другом за счет взаимного притяжения.
Исследования Солнечной системы: состояние и перспективы. Зеленый Л.М., Захаров А.В., Ксанфомалити Л.В. Успехи физических наук, том 179, стр. 1118–1140 (2009)
Изучение образования планетных систем связано с двумя трудностями. Во-первых, планетная система, которую мы знаем очень хорошо, — наша Солнечная система — существует уже четыре с половиной миллиарда лет. Мы не знаем, какие её свойства являются врожденными, а какие благоприобретенными. Другими словами, мы не знаем, что именно нам надо образовать, что сначала появилось, а что добавилось в Солнечную систему потом. Вторая трудность состоит в том, что нам пока очень сложно наблюдать другие планетные системы. Сегодня в этой сфере существуют очень значительные наблюдательные продвижения. Запускаются специальные космические телескопы, телескоп «COROT», телескоп «Кеплер», которые специально нацелены на поиск других планетных систем и, в первую очередь, на поиск планет, которые по своим свойствам были бы похожи на Землю. Второе продвижение связано с тем, что осенью 2011 года в Чили начал работать телескоп субмиллиметрового диапазона «ALMA», интерферометр, обладающий очень высоким угловым разрешением. С его помощью мы впервые получим возможность исследовать детальную структуру протопланетных дисков, тех объектов, из которых потом формируются планетные системы. Есть надежда, что благодаря «Альме» мы сможем впервые наблюдать в подробностях начало процесса образования планет, начиная от слипания пылинок и заканчивая образованием планетезималей. До этого мы не имели возможности детального изучения протопланетных дисков: смотрели на них только как на целое, но не знали, что происходит внутри, и вынуждены были догадываться об этом.
Дмитрий Вибе , доктор физико-математических наук, заведующий отдела физики и эволюции звезд Института астрономии РАН
Источник