Первая попытка дать такой ответ принадлежит шведскому естествоиспытателю Э.Сведенборгу и немецкому философу И.Канту. В XVIII веке Э.Сведенборг впервые высказал, а И.Кант развил мысль, что Солнечная система (т.е. Солнце и всё то, что вокруг него вращается) образовалась из газо-пылевой туманности. Несколько позднее сходную гипотезу выдвинул французский астроном, математик и физик П.С.Лаплас. Не во всём эти мыслители были согласны между собой: И.Кант считал, что туманность состояла из пыли и была холодной, П.С.Лаплас – что она состояла из газа и была горячей, И.Кант полагал, что сначала возникло Солнце, а потом планеты, П.С.Лаплас – совсем наоборот. В главном их взгляды совпадали – Солнце вместе с планетами формировалось из газо-пылевой туманности, и это дало право впоследствии говорить о «гипотезе Канта-Лапаласа».
Гипотеза эта оставляла множество нерешённых вопросов, что побуждало искать другие. Так, в начале XX века американский астрофизик Дж.Джинс представил рождение Солнечной системы следующим образом: Солнце, уже вполне сформировавшееся, прошло поблизости от некой звезды, чья гравитация вырвала из него часть вещества, вот из этого вещества и сформировались планеты. Эта гипотеза не выдержала проверки фактами и математическими расчетами: и вероятность такого события ничтожно мала, и вырванное вещество должно было либо упасть обратно на Солнце, либо притянуться той самой звездой, планет бы в любом случае не получилось.
Наконец, ещё одну гипотезу предложил в 1944 г. Советский исследователь О.Ю.Шмидт: двигаясь по галактике, Солнце столкнулось с газо-пылевой туманностью, которую захватило своей гравитацией, из неё планеты и сформировались. Против этой гипотезы нашлись серьёзные возражения: для возможности такого гравитационного захвата опять же приходилось допустить «участие», другой звезды.
Итак, на сегодняшний день наиболее обоснованной считается т.н. небулярная гипотеза, «выросшая» из гипотезы Канта-Лапласа.
Примерно пять миллиардов лет назад нашей Солнечной системы ещё не было, было только гигантское облако межзвёздного газа. Такие облака называются молекулярными: плотность вещества в них такова, что могут образовываться молекулы. Сотни миллионов лет оно передвигалось в космическом пространстве, и вдруг что-то с этим облаком произошло… что именно? Возможно, через него прошла ударная волна от взрыва сверхновой, она вызвала в облаке волны, и облако начало сжиматься под действием собственной гравитации. По мере сжатия в нём образовывались сгустки, которые всасывали всё больше вещества. Сжимаясь, оно начало вращаться, и тут в действие вступил универсальный принцип – сохранение момента количества движения: чем меньше становится вращающийся объект, тем быстрее он вращается. При этом различались скорости сжатия облака по разным осям, так что оно принимало форму диска.
Особенно сильным было гравитационное сжатие в центре облака, частицы вещества более интенсивно сталкивались друг с другом, росла температура. Когда она достигла нескольких тысяч К, вещество начало светиться – так в центральной области возникла протозвезда, которой предстояло стать Солнцем. Теперь нашу газо-пылевую туманность можно было назвать звёздной колыбелью. Протозвезда продолжала притягивать вещество, температура продолжала расти, пока не достигла нескольких миллионов К, и тогда был «запущен» термоядерный синтез – новая звезда родилась!
Новорождённая звезда вобрала в себя большую часть вещества молекулярного облака, но не всё. Часть вещества под действием центробежных сил распределилось вокруг её экватора – так возник протопланетный диск. Такие диски обнаруживают у молодых звёзд, например, у Т Тельца.
Плотность этого вещества была слишком низкой, чтобы сила гравитации могла притянуть их друг к другу, но это сделала сила статического электричества – такой процесс называется приращением. Примерно за миллион лет сгустки, образованные приращением соединяются в более крупные тела – планетозимали, размер которых исчислялся километрами, и они уже могли под действием гравитации притягиваться друг к другу и сталкиваться, объединяясь в нечто ещё более крупное. Разумеется, чем крупнее объект, тем сильнее его гравитационное притяжение. Не забудем ещё об одном свойстве гравитации: она действует одинаково по всем направлениям, равномерно притягивая материю к центру тела, поэтому планетозимали, объединяясь друг с другом, постепенно образовывали сферические объекты – при диаметре больше 480 км никакой другой формы быть не может. Вот так возникли планеты. Почему они оказались такими разными?
Чем ближе к Солнцу, тем выше была температура. Вблизи Солнца газ и лёд мгновенно испарялись, поэтому планеты, относящиеся к категории газовых гигантов, здесь сформироваться не могли, зато могли «сгуститься» частицы металлов, и здесь сформировалась планета, содержащая особенно много металлов – Меркурий. Чуть дальше, где температура была чуть ниже (примерно 500 градусов), затвердевали каменные частицы, и здесь сформировались планеты, состоящие из скальных пород – Венера, Земля и Марс. Это планеты называются внутренними, газовые гиганты, расположенные дальше, называются внешними. Граница между ними – пояс астероидов. Здесь проходит т.н. «линия мороза» – рубеж, за которым температура достаточно низка для конденсации воды, а также метана, и аммиака – их в молодой Солнечной системе было много, счёт шёл на миллионы тонн.
Для того, чтобы газовая планета могла притягивать газ, её масса должна превышать массу Земли в десять раз, а дальше следовал «эффект снежного кома»: чем больше планета, тем сильнее её гравитация, тем больше газа она притягивает. Вот почему газовые – Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун – планеты стали гигантами. Рекордсмен среди них, конечно, Юпитер, и нам повезло, что Сатурн не сравнялся с ним по размерам! Если бы в одной системе возникли две такие планеты, как Юпитер, гравитация такого «тандема» могла бы «засосать» и уничтожить бы все остальные планеты – и такая опасность на заре существования Солнечной системы была вполне реальна.
«На задворках» Солнечной системы – в 45 миллиардах километрах от Солнца – в т.н. поясе Койпера скопились остатки вещества, а ещё дальше – в облаке Оорта – огромное количество комет. По-видимому, они сформировались ближе к Солнцу, но затем гравитация Юпитера «выгнала» их на дальние рубежи.
Вот так на сегодняшний день мы представляем себе рождение Солнечной системы. Всё ли здесь ясно? Нет, не всё! Так, Уран и Нептун вращаются там, где – согласно этой теории – было недостаточно материала для их формирования, не вполне вписывается в неё и пояс Койпера. Новые вопросы поставило открытие экзопланет: оказывается, в планетарных системах других звёзд газовые гиганты вращаются так близко к звезде, где они, согласно приведённой теории, вообще не могли сформироваться! Значит, небулярная модель верна только для нашей Солнечной системы? Или и здесь всё было не так? Ответы на эти вопросы дадут будущие исследования.
