Современные небулярные теории.

В настоящий момент не существует теории. Которая удовлетворительно объяснила бы все особенности Солнечной системы начиная с первичного состояния.

Большие усилия вкладываются учеными в развитие небулярных теорий, все они рассматривают эволюцию Солнечной системы не изолированно, а как часть общего развития звездного скопления, возникающего из межзвездного облака.

Эволюция должна проходить через ряд стадий которые будут рассмотрены последовательно.

Первая стадия - образование протозвезд из межзвездного облака. Солнце - всего лишь одна из 10¹¹ звезд нашей Галактики, сосредоточенных преимущественно в центре Галактики и ее спиралевидных «рукавах». Предполагается, что спиральные ветви - не фиксированные образования, а «волны» повышенной плотности, которые проносятся вокруг центра. Звезды попадая в спиральные рукава туманности, движутся медленнее, что приводит к увеличению плотности. Пример, скопление автомашин на дороге.

Между звездами находится «межзвездная среда». Она состоит из разреженного газа и твердых частиц размером в несколько микрон. В этой же среде находятся межзвездные облака, которые холоднее и плотнее. Плотность такого облака недостаточна, чтобы облако смогло сжиматься под действием собственного притяжения, а расширению препятствует окружающая среда. Однако, если облако попадает в спиральный рукав туманности, то возникающее уплотнение вещества может оказаться достаточным для начала самопроизвольного сжатия.

Проблема образования звезд из такого облака заключается в том, если каждая звезда получит пропорциональную долю количества движения, то она будет вращаться слишком быстро и потеряет стабильность. Это значит, что период вращения должен уменьшиться в 10 000 раз, чтобы материал прекратил отрываться от экваториальной плоскости.

Существуют два решения этой проблемы. Первое основывается на соображении, что облако характеризуется турбулентностью. Турбулентные вихри приводят к возникновению временных «облаков», или «флоккул». Если два таких образования сталкиваясь и образуя более стабильное скопление материи, способное притянуть другие флокуллы, и вместе они будут иметь малый момент количества движения.

Другое решение предполагает, что облако частично ионизировано. Столкновения в разреженном газе происходит редко. Но, если учесть, что в межзвездных облаках существует слабое магнитные поля, то эти магнитные поля взаимодействуют с облаком и эффективно его стабилизируют, действуя как тормоз и переносит момент количества движения в окружающую среду.

Так, независимо от деталей предлагаемых механизмов, главное - в момент превращения облака в звезды момент количества движения не переходит к ним.

Следующая стадия - развитие протозвезды в систему протопланет, обращающихся вокруг центральной массы. К началу этой стадии облако разбилось на отдельные мелкие облачки или протозвезды. Они значительно плотнее материнского и могут удерживаться самостоятельно посредством собственного тяготения. После того, как звезда стала обладать определенным моментом количества движения, она в процессе ускоренного вращения превращается в диск - «солнечную туманность» (небулу). Гравитационное притяжение повсюду направлено к центру, но центробежная сила будет перпендикулярна. Равнодействующая (суммарная) сила будет перемещать газовый и пылевой материал к серединной плоскости. Вот теперь стоит задача - показать как солнечная туманность сможет исторгнуть из себя часть вещества, которое должно пойти на образование планет.

На этой стадии эволюции туманность становится более плотной и далнейшее сжатие должно было заставить туманность нагреваться. Но с ростом температуры растет газовое давление, тормозящее процесс сжатия. Эволюция достигает момента квазиравновесия. Это приводит к медленному сжатию туманности и ее разогреву.

А на самом деле что происходит. В процессе сжатия сближаются частицы вещества туманности, увеличивая при этом силу тяготения, эта сила гораздо быстрее растет нежели давление, вызванное сжатием. Вопрос как сохранить равновесие - оставить количество тепла в самом облаке, подняв тем самым общую температуру, а, следовательно, и давление. Любая потеря тепла заставляет облако нагреваться и одновременно сжиматься, причем часть тепловой энергии уходит на восстановление потерянного, а часть - на поднятие внутренней температуры. Этот процесс главенствующий в звездной эволюции.

Эта фаза заканчивается , когда сжатие поднимает температуру до тех пор, пока не начнется испарение твердых газов (при этом тепло поглощается), что препятствует компенсационному росту температуры, только что вам рассказанному. Вещество туманности начнет падать по направлению к центру до тех пор, пока не будут исчерпаны все возможности скрытой теплоты. Этот процесс захватывает только внутреннюю часть облака, составляющую несколько процентов от общей массы. После резкого сокращения она восстанавливает свою стабильность уже как центральное ядро. Внешняя часть облака продолжает сжиматься , но затем переходит в стабильное состояние вследствие повышения температуры, вызванное собственным сжатием и температурой от центрального ядра.

Образование планет.

В результате эволюции туманности большая часть ее массы сосредотачивалась в центре, однако часть вещества остается вне тела на расстояниях, соответствующих планетным, в виде диска или колец. Как это вещество собиралось вместе и образовывало планеты?

В облаке каждый элемент сточкой плавления, меньшей. Чем температуры облака, будет находится в состоянии пара или газа. И наоборот. Если точка плавления будет выше, то эти элементы представляют собой зерна. Рост давления приводит к тому, что часть пара солнечной туманности конденсируются в зерна. Одновременно тяготение материала туманности стягивает эти зерна к срединной плоскости, т.к. центробежная сила не позволяет им двигаться к оси вращения, но она не мешает движению перпендикулярно срединной плоскости. Вначале зерна, преодолевая сопротивление газа, падают медленно, затем по мере того как они растут они падают все быстрее. Например, если пар неистощенный. То зерна до 3 см попадут на срединную плоскость в течении 10 лет.

Под действием собственного тяготения зерна будут собираться в локальные агрегаты, так называемые планетезимали, имеющие, вероятно, около 100 м в поперечнике. В свою очередь планетезимали собираются в планетезимали II генерации с поперечником около 5км. После этого рост связан не только с притяжением, но и со столкновением тел, и в течение 0,1 млн лет образуется планеты.

Тут между мыслителями вновь возникает спор - сколько лет понадобиться на образование планет многие считают, что несколько десятков лет.

Лекция 3