Формирование Солнечной системы

    Вопрос о том, как образовалась Солнечная система, пожалуй, наиболее трудный в планетологии. Для ответа на него у нас пока мало данных, которые помогли бы восстановить протекавшие в ту далекую эпоху сложные физические и химические процессы. Теория формирования Солнечной системы должна объяснить множество фактов, включая ее механическое состояние, химический состав и данные изотопной хронологии. При этом желательно опираться на реальные явления, наблюдаемые вблизи формирующихся и молодых звезд.

    Механическое состояние. Планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении, по почти круговым орбитам, лежащим почти в одной плоскости. Большинство из них вращается вокруг своей оси в том же направлении, что и Солнце. Все это указывает, что предшественником Солнечной системы был вращающийся диск, который естественно образуется при сжатии самогравитирующей системы с сохранением момента импульса и следующим из этого увеличением угловой скорости. (Момент импульса, или угловой момент планеты, – это произведение ее массы на расстояние от Солнца и на орбитальную скорость. Момент Солнца определяется его осевым вращением и приблизительно равен произведению массы на радиус и на скорость вращения; осевые моменты планет пренебрежимо малы.)

    Солнце содержит в себе 99% массы Солнечной системы, но только ок. 1% ее момента импульса. Теория должна объяснить, почему большая часть массы системы сосредоточена в Солнце, а подавляющая часть момента импульса – во внешних планетах. Имеющиеся теоретические модели формирования Солнечной системы указывают, что вначале Солнце вращалось значительно быстрее, чем сейчас. Затем момент импульса от молодого Солнца передался внешним частям Солнечной системы; астрономы полагают, что гравитационные и магнитные силы затормозили вращение Солнца и ускорили движение планет.

    Уже два века известно приблизительное правило регулярного распределения планетных расстояний от Солнца (правило Тициуса – Боде), но объяснения ему нет. В системах спутников внешних планет прослеживаются те же закономерности, что и в планетной системе в целом; вероятно, процессы их формирования имели много общего.

    Химический состав. В Солнечной системе наблюдается сильный градиент (различие) химического состава: близкие к Солнцу планеты и спутники состоят из тугоплавких материалов, а в составе далеких тел много летучих элементов. Это означает, что в эпоху формирования Солнечной системы существовал большой градиент температуры. Современные астрофизические модели химической конденсации предполагают, что исходный состав протопланетного облака был близок к составу межзвездной среды и Солнца: по массе до 75% водорода, до 25% гелия и менее 1% всех прочих элементов. Эти модели успешно объясняют наблюдаемые вариации химического состава в Солнечной системе.

О химическом составе далеких объектов можно судить на основании значения их средней плотности, а также по спектрам их поверхности и атмосферы. Значительно точнее это удалось бы сделать путем анализа образцов планетного вещества, но пока у нас есть только образцы с Луны и метеориты. Исследуя метеориты, мы начинаем понимать химические процессы в первичной туманности. Однако процесс агломерации крупных планет из мелких частиц пока остается неясным.

    Изотопные данные. Изотопный состав метеоритов указывает, что формирование Солнечной системы происходило 4,6±0,1 млрд. лет назад и длилось не более 100 млн. лет. Аномалии изотопов неона, кислорода, магния, алюминия и др. элементов свидетельствуют, что в процессе коллапса межзвездного облака, породившего Солнечную систему, в него попали продукты взрыва близкой сверхновой звезды.

Теории формирования. Научные теории формирования Солнечной системы можно разделить на три категории: приливные, аккреционные и небулярные. Последние привлекают сейчас наибольший интерес.

    Приливная теория, по-видимому, впервые предложенная Бюффоном (1707–1788), непосредственно не связывает между собой формирование звезды и планет. Предполагается, что пролетевшая мимо Солнца другая звезда путем приливного взаимодействия вытянула из него (или из себя) струю вещества, из которого сформировались планеты. Эта идея сталкивается с множеством физических проблем; например, выброшенное звездой горячее вещество должно распыляться, а не конденсироваться. Сейчас приливная теория непопулярна, поскольку не может объяснить механические особенности Солнечной системы и представляет ее рождение как случайное и крайне редкое событие.

    Аккреционная теория предполагает, что молодое Солнце захватило вещество будущей планетной системы, пролетая сквозь плотное межзвездное облако. Действительно, молодые звезды обычно встречаются вблизи крупных межзвездных облаков. Однако в рамках аккреционной теории трудно объяснить градиент химического состава в планетной системе.

    Наиболее разработана и общепринята сейчас небулярная гипотеза, предложенная Кантом в конце 18 в. Ее основная идея состоит в том, что Солнце и планеты формировались одновременно из единого вращающегося облака. Сжимаясь, оно превратилось в диск, в центре которого образовалось Солнце, а на периферии – планеты. Отметим, что эта идея отличается от гипотезы Лапласа, согласно которой сначала из облака сформировалось Солнце, а затем по мере его сжатия центробежная сила отрывала с экватора газовые кольца, сконденсировавшиеся позже в планеты. Гипотеза Лапласа сталкивается с трудностями физического характера, которые не удается преодолеть уже 200 лет.

    Наиболее удачный современный вариант небулярной теории создал А.Камерон с коллегами. В их модели протопланетная туманность была примерно вдвое массивнее нынешней планетной системы. В течение первых 100 млн. лет формировавшееся Солнце активно выбрасывало из нее вещество. Такое поведение характерно для молодых звезд, которые по имени прототипа называют звездами типа Т Тельца. Распределение давления и температуры вещества туманности в модели Камерона хорошо согласуется с градиентом химического состава Солнечной системы.

    Таким образом, наиболее вероятно, что Солнце и планеты сформировались из единого сжимающегося облака. В центральной его части, где плотность и температура были выше, сохранились только тугоплавкие вещества, а на периферии сохранились и летучие; этим объясняется градиент химического состава. В соответствии с этой моделью формирование планетной системы должно сопровождать раннюю эволюцию всех звезд типа Солнца.

Астрономия

Астрономия подошла к 20 в., обогащенная как новыми объектами, так и методами их исследования. Лидирующая роль астрометрии и небесной механики уменьшилась, но осталась заметной. Стремительно развивалась астрофизика. Астрономы выясняли состав Солнечной системы, ее строение и характеристики больших и малых тел. Они познакомились со многими явлениями на Солнце, хотя и не понимали пока механизмов выделения его гигантской энергии. Они измерили расстояния до ближайших звезд и, в общем, представляли распределение звезд в нашей Галактике. Ученые выяснили, что некоторые туманности газовые, другие состоят из мириад звезд, а третьи содержат и то, и другое. У них уже появились мощные, хотя и недостаточно совершенные новые приборы для изучения физического состояния, распределения и движения различных объектов во Вселенной.

ДВАДЦАТЫЙ ВЕК

Астрономию 20 в. можно разделить на два периода – до и после Второй мировой войны. В первый период появление мощных телескопов и других приборов дало астрономам возможность наблюдать слабые и далекие объекты, а новые научные теории, в особенности теория относительности и квантовая механика, позволили интерпретировать эти наблюдения. Удалось понять механизмы выделения энергии у Солнца и звезд, а также их эволюционный путь от рождения до смерти. Еще более грандиозными были открытия в космологии: удалось многое узнать о мире, в котором протекает жизнь звезд и миллиардов звездных систем, подобных нашей Галактике, о рождении и возможных вариантах эволюции этого мира. Новые факты потребовали изменить не только смысл слова «Вселенная», которое прежде использовали лишь для обозначения нашей Галактики, но и масштабы времени в астрономии с миллионов на миллиарды лет.

Второй период астрономии 20 в. начался, когда ученые вернулись к своим прерванным войной занятиям с новыми идеями и ожиданиями, вооруженные новой техникой. Особенности этого периода состоят в расширении диапазона наблюдений за пределы оптического и в быстром росте, с развитием космонавтики, доступных для обобщения наблюдательных данных. Была создана стройная теория эволюции звезд и доказано, что в конце жизни звезды с ней могут происходить необычные и бурные явления. Астрономы приблизились к ответу на важнейшие вопросы космологии: каковы размер и возраст Вселенной, как эволюционируют галактики и даже какая судьба ожидает Вселенную. Вместе с геофизиками и специалистами по космической технике они изучают в благоприятных условиях объекты Солнечной системы, получая данные об их современном состоянии и прошлом. Астрономы наблюдают рождение звезд в далеких облаках, зарождающиеся в околозвездных газо-пылевых дисках планетные системы и даже сами эти планеты. К концу 20 в с помощью наземных и орбитальных телескопов астрономы узнали почти всю историю Вселенной.

Космология

Раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономических наблюдений. Для их интерпретации в настоящее время используется общая теория относительности А. Эйнштейна (1915). Создание этой теории и проведение соответствующих наблюдений позволило в начале 1920-х годов поставить космологию в ряд точных наук, тогда как до этого она скорее была областью философии. Сейчас сложились две космологические школы: эмпирики ограничиваются интерпретацией наблюдательных данных, не экстраполируя свои модели в неизученные области; теоретики пытаются объяснить наблюдаемую Вселенную, используя некоторые гипотезы, отобранные по принципу простоты и элегантности. Широкой известностью пользуется сейчас космологическая модель Большого взрыва, согласно которой расширение Вселенной началось некоторое время тому назад из очень плотного и горячего состояния; обсуждается и стационарная модель Вселенной, в которой она существует вечно и не имеет ни начала, ни конца.