Эволюция Солнечной Системы

5 млрд. лет назад, тогда, когда не существовало ещё даже прототуманности температура в этом месте была ниже 50 К, а плотность вещества в межзвёздной среде на месте образования прототуманности была настолько мала, что даже кислород, замерзающий при t=180К не сжижался.

Это был почти абсолютный вакуум: какой-нибудь десяток атомов в 1 см 3 , они были так далеко разбросаны друг от друга, что возможность столкновения и соединиться была у них ничтожной (в 1 см 3 воздуха содержится около 30 млн. триллионов атомов).

Самым распространённым элементом был водород. Примерно на 3/4 (по весу) межзвёздное облако состояло из водорода и почти на 1/4 из Не.

Более тяжёлые элементы были представлены в межзвёздном пространстве в ничтожном количестве. Свыше 95% массы межзвёздного облака состояло из водорода и гелия, на долю остальных элементов приходились оставшиеся 5%. Некоторые из более тяжёлых элементов существовали в виде крошечных пылинок диаметром порядка 0,001 мм, но они были чрезвычайно редки и находились далеко друг от друга. На 1км 3 межзвёздного облака приходилось тогда не более сотни таких микроскопических пылинок.

Эти пылинки состояли главным образом из Si, Mg, Al и Fe, т.е. тех веществ, из которых образованы земные породы. Но, кроме того, некоторые другие элементы, такие, как кислород, углерод и азот, иногда попадались и в составе органических молекул. Эти химические "блоки" для создания живой материи существовали задолго до того, как начало формироваться Солнце и планеты.

В первичном межзвёздном облаке формирование Солнечной системы (С. с.) не могло начаться само по себе, хотя бы только из-за того, что оно было слишком разреженным и что-то должно было вызвать сжатие облака.

Мы живём в спиральной галактике внешне похожей на галактику в созвездии Большой Медведицы. Некоторые астрономы полагают, что спиральный рукав нашей Галактики проходил через область пространства, в которой мы обитаем, примерно 5 млрд. лет назад. Это могло вызвать лёгкое сжатие межзвёздного облака, что возможно, и послужило толчком к звёздообразованию. Сейчас обнаружено много молодых звёзд и светящихся газовых облаков, очерчивающих спиральные рукава удалённых галактик.

По другой теории, где-то поблизости взорвалась неведомая древняя массивная звезда. Возникшая в результате этого грандиозного разрушительного взрыва ударная, волна могла оказаться достаточно сильной, чтобы сжать межзвёздное облако и привести к звездообразованию, как, например туманность Рыбачья Сеть в созвездии Лебедя. Подобная туманность образовалась при взрыве сверхновой, давшей начало Солнцу, давно исчезла. Тем не менее, изучая метеориты, учёные обнаружили необычайное обилие ряда элементов, которые вполне могли бы образоваться при взрыве близкой сверхновой.

До сжатия, первичное межзвёздное облако находилось в равновесии. Силы тяготения, стремившиеся сжать облако, точно уравновешивались давлением газа в нем. Но после сжатия (вызванного либо прохождением облака через спиральный рукав Галактики, либо взрывом сверхновой) микроскопические пылинки в облаке гораздо ближе подошли друг к другу, чем раньше, так, что плотность их стала достигать, возможно, 10 000 на 1км 3 , т.е. увеличилась примерно в 100 раз. Увеличение плотности межзвёздной пыли привело к тому, что свет от ближайших звёзд уже не мог проходить через газопылевое облако.

Эффект затмения, вызванный частичками пыли, сыграл важную роль в происхождении С. с. Поскольку свет звёзд не мог больше проникать в облако и нагревать его, температура газа приблизилась там к абсолютному нулю, что привело и к уменьшению давления газа. Теперь его давление в облаке, направленное наружу, уже не могло противостоять силе тяготения, направленной внутрь и облако начало постепенно сжиматься.

Астрономы нередко обнаруживают холодные, тёмные, сжимающиеся облака межзвёздного газа и пыли, которые находятся на начальных стадиях звездообразования. Например, глобулы в туманности Лагуна. Размер типичных глобул - несколько световых лет, а её вещества достаточно для образования десятка систем, подобной С. с.

После сжатия глобулы под действием тяготения, любая случайно возникшая турбулентность в облаке могла привести к образованию вихрей. Последние вызывали распад облака на более мелкие части. Одной из таких медленно вращающихся частей облака и было суждено стать нашей С. с.

Т.к. эта часть облака продолжала сжиматься, её вращение ускорялось, в результате оно приобретало отчётливо выраженную дискообразную форму. Это была первичная солнечная туманность. При поперечники 10 млрд. км (размеры орбиты Урана) туманность имела толщину около 20 млн. км. (расстояние от Земли до Солнца в афелии), и содержала вещества в два раза больше, чем в настоящее время С. с.

На ранних этапах эволюции первичной солнечной туманности тяготение продолжало преобладать, т.к. всё больше вещества сжималось к центру диска. Это привело к тому, что центральные области солнечной туманности оказались значительно горячее, чем внешние. Частицы межзвёздной пыли во внутренних областях первичной туманности вскоре полностью улетучились. Огромное различие в температурах в центре и на краях солнечной туманности, в конечном счёте, существенно повлияло на строение С. с.: внутренние планеты её должны были сильно отличаться от внешних.

Через 50 млн. лет после сжатия межзвёздного облака, формирование солнечной туманности закончилось. Вещество продолжало устремляться к центру туманности - так образовалось протосолнце. Всё это время первичное магнитное поле Солнца связывало протосолнце с газами остальной части солнечной туманности. Не будь такой связи, Солнце вращалось бы с бешеной скоростью. Но из-за этой связи он вращалось весьма медленно, делая один оборот за 4 недели. Движение магнитного поля протосолнца сквозь газ солнечной туманности должно было приводить к сильному торможению протосолнца. Поэтому солнечная туманность вращалась более или менее равномерно в целом. Эта стадия, в течение которой вращение передавалось от внутренних частей солнечной туманности к внешним, длилась всего несколько тысяч лет, после чего наступило время "рождения" планет.

Вещество первичной солнечной туманности можно было разделить по точкам плавления или кипения на 3 обширных класса. Во-первых, это вещество, обычно образующее земные породы. К ним относятся силикаты, окислы металлов, Si, Mg, Al, и Fe в различных химических соединениях. Все эти вещества имеют очень высокие точки плавления или кипения, обычно порядка тысяч градусов.

Во вторых, там присутствовали вещества, обычно существующие в виде жидкостей и льдов. Сюда относятся главным образом химические соединения углерода, азота, водорода и кислорода. Точка плавления или кипения льдов и жидкостей этих веществ лежит в интервале до 375К.

И, наконец, в солнечной туманности были вещества почти всегда являющиеся газами: водород, Ne, He, Ar в чистом виде. Эти вещества при всех условиях, за исключением температур вблизи абсолютного нуля, находятся в газообразном состоянии.

Температурный режим играл решающую роль в определении природы планет, которые сформировались на различных расстояниях от Солнца. Поскольку в процессе образования протосолнца огромное количество вещества устремилось к центру первичной солнечной туманности, температура в её центральной части была весьма высока. Температура в несколько тысяч градусов была там нормой, и поэтому вещество полностью испарялось. Однако во внешних частях туманности температура никогда значительно не превышала 100К. Частицы межзвёздной пыли в этих областях, вероятно, были покрыты слоем замёрзших воды, углекислого газа, а также метана и аммиака. На эти покрытые льдом удалённые частицы гравитационное сжатие Солнца практически не оказывало влияния.

После образования протосолнца, температура во внутренних областях солнечной туманности стала падать и, когда температура газа стала достаточно низкой, начался процесс конденсации вещества солнечной туманности. Первым перешло в твёрдое состояние вещество, формирующее породы. Поскольку темпераура в близи протосолнца оставалась достаточно высокой, частицы вблизи него главным образом включали в себя железо, силикаты и окислы металлов.