shpory_po_astronomii

из окружающего пространства и падение его на звезду (галактику или другое космическое тело).

Гравитационный коллапс продолжается в течение 1000 – 100000 лет.

Образование протозвезды

Когда масса центрального сгущения достигает ~0,1MSun, плотность вещества становится такой, что оно оказывается непрозрачным для своего собственного излучения. В результате этого температура в центре протопланетного диска быстро возрастает. Вследствие продолжения аккреции масса центрального сгущения увеличивается, давление в его ядре растёт, и начинаются термоядерные реакции синтеза – образуется протозвезда. Формирование протозвезды происходит очень быстро – всего за 10 – 100 лет.

Скорость аккреции ограничена возможностью охлаждения падающего на протозвезду газа.

Гравитация притягивает газ из диска, но сжимающийся к протозвезде газ теряет энергию, и, чтобы осесть, он должен охлаждаться. Если охлаждение происходит слишком медленно, газ не присоединяется к протозвезде. Т. о., часть газа из внутренней части протопланетного диска осаждается на протозвезду, а часть рассеивается на периферию. Аккреция межзвёздного вещества продолжается до тех пор, пока его запасы во внутренней части протопланетного диска не исчерпываются. Масса молодой звезды, определяемая балансом между скоростями аккреции и рассеяния газа, достигает стационарного значения, а радиус оказывается примерно в 100 раз больше будущего стационарного.

Весь процесс формирования молодой звезды продолжается в течение примерно 1 млн. лет с момента начала сжатия фрагмента.

Гравитационное сжатие протозвезды Одновременно с ростом массы продолжается гравитационное сжатие протозвезды. Радиус звезды

уменьшается. Гравитационное сжатие завершается установлением баланса между гравитационным давлением внешних слоёв звезды на внутренние и давлением излучения, испускаемого в ядре звезды.

Для объяснения наблюдаемого распределения момента количества движения в Солнечной системе предполагается, что газ в протопланетной туманности является частично ионизированным, а

Протосолнце имеет значительное магнитное поле. В результате взаимодействия плазмы и поля возникают газовые потоки, передающие момент в протопланетную туманность.

Торможение частиц в газе Почти вся масса обращающегося вокруг звезды молодого протопланетного облака приходится на газ,

плотность которого убывает с увеличением расстояния от звезды. Выделенный объём газа находится под сложным влиянием гравитации звезды и самого облака, давления газовой среды и центробежных сил. В результате этого орбитальная скорость газа оказывается меньше кеплеровской скорости свободного тела на такой же орбите.

Летучие соединения (вещества с низкой температурой кипения – вода, аммиак и др.) в газовой фазе конденсируются на пылинках, размеры которых постепенно увеличиваются в несколько сотен или тысяч раз. Если скорость твёрдых частиц оказывается меньше кеплеровской, их орбиты начинают

понижаться. Именно это и происходит из-за торможения в газовой среде достаточно крупных,

размером более 1 мм, частиц. Мигрируя во внутренние области протопланетного облака, они нагреваются, конденсаты плавятся, частицы становятся липкими и быстро растут. Чем крупнее становятся эти частицы, тем быстрее они движутся вниз. Объекты метрового размера могут сократить своё расстояние от звезды вдвое всего за 1000 лет.

Испарение летучих из внутренней части диска Приближаясь к звезде, частицы нагреваются, и постепенно летучие соединения испаряются –

происходит их отгонка за линию льдов. Линия льдов (или линия снегов) – это такое расстояние от центральной звезды в протопланетной туманности, на котором простейшие летучие конденсируются в частицы льда. Температурная граница, при которой происходит выпадение льдов на поверхности твёрдых частиц, примерно равна 150 К. В Солнечной системе линия льдов находится на расстоянии

2,7 а. е., т. е. примерно посередине Главного пояса астероидов.

В непосредственной близости от звезды под действием усиливающейся радиации происходит испарение не только летучих соединений, но и твёрдых частиц пыли.

Линия льдов делит планетную систему на внутреннюю область, почти лишённую летучих веществ и содержащую твёрдые тела, и внешнюю область, богатую летучими веществами и содержащую ледяные тела. Радиус внутренней прозрачной зоны в протопланетных дисках молодых звёзд достигает нескольких а. е.

Линия льдов На линии льдов происходит конденсация летучих (прежде всего воды), а также возникает скачок

давления испарившейся из внутренних областей газовой фазы. Поэтому орбитальная скорость газа достигает значения кеплеровской и даже превышает её, в результате чего газ уже не тормозит, а

ускоряет частицы. Как следствие этого миграция к звезде основной массы частиц в этой области прекращается. Тем не менее, из дальней периферии диска миграция продолжается, и в результате этого у линии льдов скапливается большая масса материала.

Данные, полученные при наблюдении молодых планетных систем, свидетельствуют, что, внешние пределы зоны конденсации могут отстоять от звезды на несколько сотен а. е.

Образование планетезималей Скапливаясь, частицы сталкиваются и растут. Некоторые из них прорываются за линию льдов и

продолжают миграцию внутрь; нагреваясь, они покрываются жидкой грязью и сложными молекулами, что делает их более липкими. Постепенно пылинки собираются в тела километрового размера, называемые планетезималями.

Планетезималь (от англ. planet – планета и infinitesimal – бесконечно малая) – небесное тело на орбите вокруг протозвезды, образующееся в результате постепенного приращения более мелких тел,

состоящих из частиц пыли протопланетного диска. Планетезималь представляет собой потенциальный зародыш планеты. К настоящему времени в Солнечной системе планетезимали,

вероятнее всего, не сохранились. Достоверное обнаружение такого объекта позволило бы точно определить химический состав протопланетной туманности на ранних временах её формирования.

Возможным примером планетезимали является астероид Лютеция, относящийся к классу металлических астероидов, но обладающий при этом необычным спектром. На поверхности Лютеции слишком мало металлов (железа и никеля) и аномально много углерода.

Планетезимали очень многочисленны, их количество составляет многие сотни миллионов или даже миллиарды. В результате множественных столкновений планетезимали образуют тела, достигающие размеров Луны и больших, захватывающие остающийся материал и подавляющие рост соседей.

Образование протопланет Вначале возрастание массы планетезималей происходит вследствие случайных столкновений. Но

чем больше становятся планетезимали, тем более сильной гравитацией они обладают и тем интенсивнее они начинают поглощать своих соседей с небольшой массой. Так возникают тела,

которые называют протопланетами. Они обладают сравнительно большими массами и перехватывают оставшиеся планетезимали из узкой полосы вдоль своей орбиты. Когда большая часть планетезималей поглощена, рост протопланеты прекращается. При объединении в протопланеты многих планетезималей произошло усреднение их индивидуальных характеристик движения, и поэтому орбиты планет получились почти круговыми и копланарными.

После того, как масса протопланет достигает нескольких процентов массы Земли (т. е. примерно массы Луны), их рост ограничивается вследствие гравитационных взаимодействий с другими телами, а часть тел в результате таких взаимодействий вообще выбрасывается из формирующейся системы в межзвёздное пространство.

Масса, составляющая до 0,1 массы Земли, на её орбите может быть накоплена за 100 тыс. лет и ограничивается этой величиной, так как в системе уже остаётся мало материала. Чем дальше от звезды, тем медленнее происходит рост протопланет. Для того чтобы достичь четырёх масс Земли,

телу на орбите Юпитера потребовалось бы несколько миллионов лет.

Формирование первого газового гиганта В непосредственной близости от линии льдов процесс шёл быстрее. Юпитер начинался с

протопланеты, сравнимой по размеру с Землёй, а затем накопил еще около 300 земных масс газа.

Такой рост обусловлен различными конкурирующими механизмами.

Скорость роста ограничена возможностью охлаждения аккретирующего газа (механизм,

аналогичный аккреции газа на молодую звезду). Если отвод тепла неэффективен и охлаждение слишком медленное, то газ может быть потерян и планета-гигант не возникнет. Расчёты показали,

что для достаточно быстрого охлаждения протопланета должна иметь массу не менее 10 масс Земли.

Такой крупный экземпляр может вырасти лишь вблизи линии льдов, где ранее собралось много вещества. Вероятнее всего, именно поэтому Юпитер расположен как раз за этой линией.

Другой фактор, затрудняющий рождение газовых гигантов, – миграция, или движение протопланеты по спирали к звезде. Газ на внешней стороне орбиты вращается медленнее протопланеты и влечет её

назад, тормозя движение. А газ внутри орбиты вращается быстрее и подталкивает протопланету вперед, ускоряя её. Несмотря на меньшую плотность вещества, во внешней области его больше, и

поэтому распределённая масса за орбитой протопланеты значительно превышает массу внутри орбиты. В результате возникает некоторое торможение протопланеты, слегка приближающее её орбиту к звезде. За 1 млн. лет орбита протопланеты может снизиться на несколько а. е., опустившись вплоть до внешней границы линии льдов.

Газ медленно накапливается в течение нескольких миллионов лет, но затем другая половина всей газовой массы захватывается планетой-гигантом всего за 1 000 лет. При этом она выделяет так много тепла, что светит почти как Солнце. Начиная с некоторого момента, рост планеты-гиганта останавливается. Управляющим механизмом снова оказывается гравитационное взаимодействие планеты с газом в окружающей среде. Вместо того чтобы газовый диск менял орбиту планеты,

теперь масса планеты весьма велика, и она сама начинает изменять движение газа в диске.

Газ внутри орбиты планеты вращается быстрее неё, поэтому её притяжение тормозит газ, вынуждая его падать в сторону звезды, т. е. от планеты. Газ же снаружи орбиты планеты вращается медленнее,

поэтому планета ускоряет его, заставляя двигаться наружу, опять же от планеты. Таким образом,

планета создает разрыв в диске и уничтожает запас строительного материала.

Газ пытается заполнить разрыв, но расчёты показывают, что планета способна его поддерживать,

если при расстоянии в 5 а. е. её масса превышает массу Юпитера. Эта критическая масса зависит от эпохи. Чем раньше сформируется планета, тем больше будет её рост, поскольку в диске еще много газа.

Орбитальная миграция планеты-гиганта Большинство открытых внесолнечных планет имеют массу порядка или более массы Юпитера. Само

по себе это не удивительно, потому что существующие методы позволяют найти в основном только планеты-гиганты – именно они дают наблюдаемые эффекты в поведении материнской звезды.

Однако около 30% этих планет находится на орбитах со значениями больших полуосей 0,16–0,20 а.

е. (а иногда и меньше). Такие орбиты расположены гораздо ближе к звезде, чем орбита Меркурия в Солнечной системе (0,327 а. е.), хотя сами звёзды не очень отличаются от нашего Солнца.

Примерами могут служить планеты около звезд ρ Cr b (ρ Северной Короны) и 55 Cnc (55 Рака) e, b и c, у которых размеры больших полуосей орбит составляют всего 0,24, 0,0157, 0,115 и 0,11 а. е.

соответственно, а минимальные массы весьма велики – 1,1, 0,03, 0,78 и 0,22 массы Юпитера. В трёх случаях (U And, 51 Peg, τ Boo) орбитальные периоды гигантских планет с массой порядка массы Юпитера составляют 3–4 суток, то есть радиусы орбит около 0,04 а. е., что в десять раз меньше радиуса орбиты Меркурия.

Таким образом, наряду с принципиальным вопросом о формировании планетных систем из газопылевого облака, в общих чертах разрешённого в аккреционной теории, возникает дополнительная проблема, связанная с широким распространением в планетных системах газовых гигантов, находящихся на чрезвычайно низких орбитах. Экстремальная близость гигантских планет

к центральной звезде – весьма распространенное явление в мире планетных систем около звёзд солнечного типа. Этот новый наблюдательный факт принципиально важен для понимания механизмов формирования планет из протопланетных облаков вокруг звезд. Очевидно, что в рамках аккреционной теории возникновение газовых гигантов с такими элементами орбит (т. н. «горячих юпитеров») исключено. Вероятно, одним из механизмов формирования планетных систем является орбитальная миграция планет из внешних областей во внутренние. Такой механизм отсутствует в Солнечной системе, но, возможно, существовал в пору её формирования.

Миграция гигантов к звезде может представлять серьёзную угрозу существованию таких планет, как Земля: в ходе миграции на низкие околозвёздные орбиты планета масштаба Юпитера оставляет мало шансов на выживание планетам типа Земли из-за неизбежных катастрофических столкновений с формирующимися телами. В ходе своей эволюции такой гигант фактически может поглотить весь материал формирующихся планет земного типа.

Возможность орбитальной миграции планеты-гиганта, по-видимому, определяется количеством и плотностью газа, оставшегося вблизи (внутри и вне) её орбиты. Планета-гигант создает разрыв в диске и сдерживает течение газа через свою орбиту. В действительности газ никогда не перестанет сочиться в разрыв, и, если вблизи линии льдов газ не успел рассеяться, то его диффузия к центральной звезде заставит планету терять орбитальную энергию. Этот процесс требует очень тонкой «настройки» характеристик молодой звезды (массы, светимости и эффективной температуры), а также параметров протопланетного облака (плотности, температуры). По этой причине орбитальная миграция осуществляется не во всех планетных системах.

Миграция планеты-гиганта на низкую орбиту (если она происходит) продолжается в течение 1–3

млн. лет с момента окончания её формирования.

Образование других планет-гигантов Посредством гравитационного взаимодействия первый сформировавшийся гигант очищает зону

астероидов первого поколения и значительно ускоряет образование последующих планет-гигантов,

если не весь газ ещё потерян.

По-видимому, с задержкой в несколько млн. лет после Юпитера формировался Сатурн, когда газа уже оставалось немного, поэтому его масса в 3,3 раза меньше массы Юпитера. Но если бы отсутствовало влияние последнего, то процесс длился бы ещё дольше, и масса Сатурна была бы ещё меньше. В других планетных системах многие, а, возможно, и большинство известных планет-

гигантов имеют близнецов сравнимой массы.

Вероятно, в похожих условиях формировались Уран и Нептун, хотя не совсем ясно, где это происходило, так как эти планеты, скорее всего, мигрировали со своих начальных орбит.

Образование их затянулось, массы ядер достигли 10–20 масс Земли, а газа оставалось мало и хватило всего на две земные массы в каждом случае.

В целом, на формирование этих четырёх планет ушло около 10 млн. лет.

Образование планет земного типа

Четыре планеты земной группы – Меркурий, Венера, Земля и Марс – в основном состоят из веществ с высокой температурой кипения, таких как железо и силикатные породы. Это свидетельствует о том, что они сформировались внутри линии льдов и заметно не мигрировали.

На таких расстояниях от звезды планетезимали могут вырасти в газовом диске до 0,1 земной массы,

т. е. не более Меркурия. Для дальнейшего роста нужно, чтобы орбиты планетезималей пересекались,

тогда они будут сталкиваться и объединяться. Такими их орбиты могли стать под возмущающим действием планеты-гиганта.

Следовательно, образование первой планеты-гиганта в первые 2–3 млн. лет предшествовало этим процессам. Длительное влияние гравитации Юпитера вызывает у формирующихся планет земной группы миграцию. Тогда, если орбиты компланарны и не связаны резонансными соотношениями,

столкновение и объединение таких тел – это только вопрос времени.

Радиоизотопные измерения указывают, что астероиды сформировались первыми (спустя 4 млн. лет после образования Солнца), затем – Марс (через 10 млн. лет), а позже – Земля (через 50 млн. лет): как будто бы поднятая Юпитером волна прошла через Солнечную систему.

Планеты могут рассматриваться как конечная стадия процесса аккреции вещества, окружающего ядро протосолнечной туманности. Изредка случающиеся сейчас столкновения планет с малыми телами (столкновения с Юпитером кометы Шумейкеров – Леви в 1994 году и неизвестных малых тел в июле 2009 и в сентябре 2012 годов) можно рассматривать как затухающее эхо мощнейших столкновительных процессов, происходивших на ранней стадии формирования Солнечной системы.

Наиболее тяжёлую «метеоритную бомбардировку» планеты пережили в первые эпохи существования Солнечной системы, особенно в период 3,9–3,8 млрд. лет назад, когда наблюдался пик такой бомбардировки.

Важнейшей эпохой для нашей планеты стал период между 30 и 100 млн. лет после формирования Солнца, когда планетезималь размером с Марс врезалась в прото-Землю и породила гигантское количество обломков, из которых сформировалась Луна.

В 2009 г. космический телескоп Spitzer зафиксировал возможное столкновение двух планет около звезды НD 172555, расположенной на расстоянии примерно 100 св. лет от Солнечной системы.

Система НD 172555 находится на сравнительно ранней стадии формирования планет: её возраст составляет около 12 млн. лет. Расчёты показали, что меньшее из двух столкнувшихся космических тел, которое, видимо, было размером с Луну, полностью разрушилось, а второе, напоминавшее по размерам Меркурий, – уцелело, хотя и сильно пострадало. Эти предположения основаны на анализе спектров планетной системы. Спектральный анализ показал аномально большое содержание монооксида кремния, который мог образоваться в результате испарения и переконденсации горячего вещества с поверхностей столкнувшихся планет. Кроме этого, температурные профили спектральных линий также свидетельствуют об аномально высокой температуре газопылевого облака, окружающего звезду системы HD 172555.

Завершение формирования Солнечной системы

После того, как первые протопланеты в зоне планет земной группы сформировались, остатки вещества протопланетного облака постепенно удалялись из внутренних областей Солнечной системы в процессе рассеяния за счёт гравитационного взаимодействия с уже существовавшей планетой-гигантом либо под действием давления солнечного излучения, либо благодаря эффекту Пойнтинга – Робертсона (потеря орбитального момента импульса частицы при движении по орбите вокруг другого тела, являющегося источником электромагнитного излучения), в результате которого пылевые частицы медленно мигрируют по спирали в сторону Солнца, либо были поглощены протопланетами в столкновениях.

Уран и Нептун выбрасывают планетезимали наружу, в пояс Койпера, или же к Солнцу. Юпитер своим мощным тяготением отсылает их в облако Оорта, на самый край области гравитационного влияния Солнца. В облаке Оорта может содержаться около 100 земных масс вещества. Время от времени планетезимали из пояса Койпера или облака Оорта приближаются к Солнцу, образуя кометы.

Разбрасывая планетезимали, сами планеты немного мигрируют, и этим можно объяснить синхронизацию орбит Плутона и Нептуна. Возможно, орбита Сатурна когда-то располагалась ближе к Юпитеру, но затем отдалилась от него. Вероятно, с этим связана т. н. поздняя эпоха сильной бомбардировки – период очень интенсивных столкновений с Луной (и, по-видимому, с Землей),

наступивший спустя 800 млн. лет после формирования Солнца.

Эти события происходят на фоне распада окружающего звездного скопления, способного своей гравитацией дестабилизировать орбиты планет.

Формирование Солнечной системы продолжалось в течение примерно 1 млрд. лет.

26. Меркурий. Физические характеристики. Поверхность, внутреннее строение,

магнитосфера. Элементы орбиты и особенности движения. Прецессия перигелия

орбиты Меркурия.

Физические характеристики.

Меркурий – ближайшая планета к Солнцу.

•Средний радиус: 2439,7 ± 1,0 км.

•Масса: 3,3022 × 1023 кг или 0,055 массы Земли.

•Средняя плотность: 5,427 г/см³.

•Атмосфера разрежена, давление в 5 × 1011 раз меньше давления земной атмосферы.

•Естественные спутники отсутствуют.

Элементы орбиты и особенности движения

Меркурий движется вокруг Солнца по довольно вытянутой эллиптической орбите (e = 0,205) на среднем расстоянии 57,91 млн. км (0,387 а. е.). Наклон орбиты к плоскости эклиптики равен 7°. На один оборот по орбите Меркурий затрачивает 87,97 суток. Средняя скорость движения планеты по орбите 48 км/с.

Меркурианские звёздные сутки равны 58,65 земных суток, то есть 2/3 меркурианского года. Такая соизмеримость периодов вращения и обращения (спин-орбитальный резонанс) Меркурия является уникальным для Солнечной системы явлением. Оно объясняется тем, что приливное воздействие Солнца отбирало момент количества движения и тормозило вращение, которое было первоначально более быстрым, до тех пор, пока оба периода не оказались связаны целочисленным отношением.

Комбинация движений планеты порождает ещё одно уникальное явление. Скорость вращения планеты вокруг оси — величина практически постоянная, в то время как скорость орбитального движения постоянно изменяется. На участке орбиты вблизи перигелия в течение примерно 8 суток скорость орбитального движения превышает скорость вращательного движения. В результате Солнце на небе Меркурия останавливается, и начинает двигаться в обратном направлении — с

запада на восток.

Аномальная прецессия перигелия орбиты Меркурия

В XIX веке было обнаружено, что медленная прецессия орбиты Меркурия не может быть точно объяснена законами механики Ньютона с учетом возмущений от известных планет. Для объяснения аномалии в прецессии перигелия орбиты Меркурия было высказано предположение о существовании ещё одной планеты, расположенной ещё ближе к Солнцу – Вулкана. Однако такая планета не была обнаружена.

Прецессия перигелия орбиты Меркурия составляет 5600" в столетие. Законы классической механики предсказывают только 5557" в столетие.

Объяснение аномалии было получено в рамках ОТО (см. раздел 7.2): расчёты позволили получить значение релятивистской поправки в 42.98" в столетие.

Аналогичные, но значительно меньшие эффекты были получены и для других планет: 8.62" в

столетие для Венеры, 3.84" для Земли, 1.35" для Марса.

Поверхность

Близость к Солнцу и довольно медленное вращение планеты, а также отсутствие атмосферы приводят к тому, что на Меркурии наблюдаются самые резкие перепады температур в Солнечной системе.

Средняя температура его дневной поверхности равна 623 К, ночной — 103 К. Минимальная температура на Меркурии равна 90 К, а максимум, достигаемый в полдень — 700 К.

На Меркурии не существует «времён года», т. к. ось вращения планеты находится под прямым углом к плоскости орбиты (отклонение составляет всего 0.027°).

Поверхность Меркурия похожа на лунную (сильно кратерирована). Плотность кратеров различна на разных участках. Предполагается, что более густо усеянные кратерами участки являются более древними, а менее густо усеянные — более молодыми, образовавшимися при затоплении лавой старой поверхности. В то же время крупные кратеры встречаются на Меркурии реже, чем на Луне.

Поперечник самого большого кратера Меркурия – Рембрандта – составляет 716 км.

Важным различием гористых ландшафтов Меркурия и Луны является присутствие на Меркурии многочисленных зубчатых откосов (эскарпов), которые простираются на сотни километров. Они образовались при сжатии, сопровождавшем остывание планеты, в результате которого площадь поверхности Меркурия уменьшилась на 1%.

Наличие на поверхности Меркурия хорошо сохранившихся больших кратеров говорит о том, что в течение последних 3–4 млрд. лет там не происходило в широких масштабах движение участков коры, а также отсутствовала эрозия поверхности. Этот факт почти полностью исключает возможность существования в истории Меркурия сколько-нибудь существенной атмосферы.

Внутреннее строение

Меркурий обладает крупным железным ядром радиусом около 1800 км. Объём ядра составляет 83%

от всего объёма планеты. Долгое время считалось, что ядро Меркурия в силу малых размеров планеты не может быть жидким. Однако в последние годы были обнаружены вариации вращения

планеты, которые слишком велики для модели с твёрдым ядром. Поэтому сейчас принято считать,

что ядро планеты жидкое.

Ядро окружено силикатной мантией толщиной 500 – 600 км. Толщина коры планеты составляет от

100 до 300 км.

Магнитное поле и магнитосфера

Меркурий обладает магнитным полем, напряжённость которого примерно в 100 раз меньше земного.

Магнитное поле Меркурия имеет дипольную структуру и в высокой степени симметрично. Ось магнитного диполя на 10° отклонена от оси вращения планеты. Магнитное поле Меркурия,

вероятнее всего, образуется в результате динамо-механизма, который является результатом циркуляции жидкого ядра планеты. Из-за выраженного эксцентриситета планеты возникает чрезвычайно сильный приливный эффект. Он поддерживает ядро в жидком состоянии, что необходимо для проявления эффекта динамо.

Магнитное поле Меркурия достаточно велико, чтобы изменять направление движения солнечного ветра вокруг планеты, создавая магнитосферу. Магнитосфера планеты, хотя и настолько мала, что может поместиться внутри Земли, достаточно мощная, чтобы поймать плазму солнечного ветра и образовать слабые радиационные пояса.