icon-star icon-cart icon-close icon-heart icon-info icon-pause icon-play icon-podcast icon-question icon-refresh icon-tile icon-users icon-user icon-search icon-lock icon-comment icon-like icon-not-like icon-plus article-placeholder article-plus-notepad article-star man-404 icon-danger icon-checked icon-article-edit icon-pen icon-fb icon-vk icon-tw icon-google
≈лена јсвойнова-“равина
ќбучение

 ак по€вилась —олнечна€ система?

  • 4068
  • 2

 ак по€вилась —олнечна€ система?

—колько помнит себ€ человечество, оно никогда не считало «емлю и —олнце вечными, не имеющими начала во времени.  акую бы мифологию мы ни вз€ли, везде есть попытка ответить на вопрос: как возникла «емл€, откуда вз€лось —олнце? „еловечеству пришлось пройти путь длинной в несколько тыс€челетий, чтобы по€вилс€ научный ответ на этот вопрос.

ѕерва€ попытка дать такой ответ принадлежит шведскому естествоиспытателю Ё.—веденборгу и немецкому философу ». анту. ¬ XVIII веке Ё.—веденборг впервые высказал, а ». ант развил мысль, что —олнечна€ система (т.е. —олнце и всЄ то, что вокруг него вращаетс€) образовалась из газо-пылевой туманности. Ќесколько позднее сходную гипотезу выдвинул французский астроном, математик и физик ѕ.—.Ћаплас. Ќе во всЄм эти мыслители были согласны между собой: ». ант считал, что туманность состо€ла из пыли и была холодной, ѕ.—.Ћаплас Ц что она состо€ла из газа и была гор€чей, ». ант полагал, что сначала возникло —олнце, а потом планеты, ѕ.—.Ћаплас Ц совсем наоборот. ¬ главном их взгл€ды совпадали Ц —олнце вместе с планетами формировалось из газо-пылевой туманности, и это дало право впоследствии говорить о Ђгипотезе  анта-Ћапаласаї.

√ипотеза эта оставл€ла множество нерешЄнных вопросов, что побуждало искать другие. “ак, в начале XX века американский астрофизик ƒж.ƒжинс представил рождение —олнечной системы следующим образом: —олнце, уже вполне сформировавшеес€, прошло поблизости от некой звезды, чь€ гравитаци€ вырвала из него часть вещества, вот из этого вещества и сформировались планеты. Ёта гипотеза не выдержала проверки фактами и математическими расчетами: и веро€тность такого событи€ ничтожно мала, и вырванное вещество должно было либо упасть обратно на —олнце, либо прит€нутьс€ той самой звездой, планет бы в любом случае не получилось.

Ќаконец, ещЄ одну гипотезу предложил в 1944 г. —оветский исследователь ќ.ё.Ўмидт: двига€сь по галактике, —олнце столкнулось с газо-пылевой туманностью, которую захватило своей гравитацией, из неЄ планеты и сформировались. ѕротив этой гипотезы нашлись серьЄзные возражени€: дл€ возможности такого гравитационного захвата оп€ть же приходилось допустить Ђучастиеї, другой звезды.

»так, на сегодн€шний день наиболее обоснованной считаетс€ т.н. небул€рна€ гипотеза, Ђвыросша€ї из гипотезы  анта-Ћапласа.

ѕримерно п€ть миллиардов лет назад нашей —олнечной системы ещЄ не было, было только гигантское облако межзвЄздного газа. “акие облака называютс€ молекул€рными: плотность вещества в них такова, что могут образовыватьс€ молекулы. —отни миллионов лет оно передвигалось в космическом пространстве, и вдруг что-то с этим облаком произошлоЕ что именно? ¬озможно, через него прошла ударна€ волна от взрыва сверхновой, она вызвала в облаке волны, и облако начало сжиматьс€ под действием собственной гравитации. ѕо мере сжати€ в нЄм образовывались сгустки, которые всасывали всЄ больше вещества. —жима€сь, оно начало вращатьс€, и тут в действие вступил универсальный принцип Ц сохранение момента количества движени€: чем меньше становитс€ вращающийс€ объект, тем быстрее он вращаетс€. ѕри этом различались скорости сжати€ облака по разным ос€м, так что оно принимало форму диска.

ќсобенно сильным было гравитационное сжатие в центре облака, частицы вещества более интенсивно сталкивались друг с другом, росла температура.  огда она достигла нескольких тыс€ч  , вещество начало светитьс€ Ц так в центральной области возникла протозвезда, которой предсто€ло стать —олнцем. “еперь нашу газо-пылевую туманность можно было назвать звЄздной колыбелью. ѕротозвезда продолжала прит€гивать вещество, температура продолжала расти, пока не достигла нескольких миллионов  , и тогда был Ђзапущенї термо€дерный синтез Ц нова€ звезда родилась!

ЌоворождЄнна€ звезда вобрала в себ€ большую часть вещества молекул€рного облака, но не всЄ. „асть вещества под действием центробежных сил распределилось вокруг еЄ экватора Ц так возник протопланетный диск. “акие диски обнаруживают у молодых звЄзд, например, у “ “ельца.

ѕлотность этого вещества была слишком низкой, чтобы сила гравитации могла прит€нуть их друг к другу, но это сделала сила статического электричества Ц такой процесс называетс€ приращением. ѕримерно за миллион лет сгустки, образованные приращением соедин€ютс€ в более крупные тела Ц планетозимали, размер которых исчисл€лс€ километрами, и они уже могли под действием гравитации прит€гиватьс€ друг к другу и сталкиватьс€, объедин€€сь в нечто ещЄ более крупное. –азумеетс€, чем крупнее объект, тем сильнее его гравитационное прит€жение. Ќе забудем ещЄ об одном свойстве гравитации: она действует одинаково по всем направлени€м, равномерно прит€гива€ материю к центру тела, поэтому планетозимали, объедин€€сь друг с другом, постепенно образовывали сферические объекты Ц при диаметре больше 480 км никакой другой формы быть не может. ¬от так возникли планеты. ѕочему они оказались такими разными?

„ем ближе к —олнцу, тем выше была температура. ¬близи —олнца газ и лЄд мгновенно испар€лись, поэтому планеты, относ€щиес€ к категории газовых гигантов, здесь сформироватьс€ не могли, зато могли Ђсгуститьс€ї частицы металлов, и здесь сформировалась планета, содержаща€ особенно много металлов Ц ћеркурий. „уть дальше, где температура была чуть ниже (примерно 500 градусов), затвердевали каменные частицы, и здесь сформировались планеты, состо€щие из скальных пород Ц ¬енера, «емл€ и ћарс. Ёто планеты называютс€ внутренними, газовые гиганты, расположенные дальше, называютс€ внешними. √раница между ними Ц по€с астероидов. «десь проходит т.н. Ђлини€ морозаї Ц рубеж, за которым температура достаточно низка дл€ конденсации воды, а также метана, и аммиака Ц их в молодой —олнечной системе было много, счЄт шЄл на миллионы тонн.

ƒл€ того, чтобы газова€ планета могла прит€гивать газ, еЄ масса должна превышать массу «емли в дес€ть раз, а дальше следовал Ђэффект снежного комаї: чем больше планета, тем сильнее еЄ гравитаци€, тем больше газа она прит€гивает. ¬от почему газовые Ц ёпитер, —атурн, ”ран и Ќептун Ц планеты стали гигантами. –екордсмен среди них, конечно, ёпитер, и нам повезло, что —атурн не сравн€лс€ с ним по размерам! ≈сли бы в одной системе возникли две такие планеты, как ёпитер, гравитаци€ такого Ђтандемаї могла бы Ђзасосатьї и уничтожить бы все остальные планеты Ц и така€ опасность на заре существовани€ —олнечной системы была вполне реальна.

ЂЌа задворкахї —олнечной системы Ц в 45 миллиардах километрах от —олнца Ц в т.н. по€се  ойпера скопились остатки вещества, а ещЄ дальше Ц в облаке ќорта Ц огромное количество комет. ѕо-видимому, они сформировались ближе к —олнцу, но затем гравитаци€ ёпитера Ђвыгналаї их на дальние рубежи.

¬от так на сегодн€шний день мы представл€ем себе рождение —олнечной системы. ¬сЄ ли здесь €сно? Ќет, не всЄ! “ак, ”ран и Ќептун вращаютс€ там, где Ц согласно этой теории Ц было недостаточно материала дл€ их формировани€, не вполне вписываетс€ в неЄ и по€с  ойпера. Ќовые вопросы поставило открытие экзопланет: оказываетс€, в планетарных системах других звЄзд газовые гиганты вращаютс€ так близко к звезде, где они, согласно приведЄнной теории, вообще не могли сформироватьс€! «начит, небул€рна€ модель верна только дл€ нашей —олнечной системы? »ли и здесь всЄ было не так? ќтветы на эти вопросы дадут будущие исследовани€.


¬ам необходимо или зарегистрироватьс€, чтобы оставл€ть комментарии
выбор читател€

¬ыбор читател€

16+