Ipoteza despre formarea sistemului solar dintr-un nor de gaz și praf - ipoteza nebulară - a fost propusă inițial în secolul al XVIII-lea de Emmanuel Swedenborg, Immanuel Kant și Pierre-Simon Laplace. Dezvoltarea sa ulterioară a avut loc cu participarea multor discipline științifice, inclusiv astronomia, fizica, geologia și știința planetară. Odată cu apariția erei spațiale în anii 1950, precum și cu descoperirea planetelor în afara sistemului solar în anii 1990, acest model a fost supus mai multor teste și îmbunătățiri pentru a explica noi date și observații.
Conform ipotezei general acceptate în prezent, formarea Sistemului Solar a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă cu prăbușirea gravitațională a unei mici părți a unui nor de praf și gaz interstelar gigant. În termeni generali, acest proces poate fi descris după cum urmează:
- Declanșatorul colapsului gravitațional a fost o compactare mică (spontană) a substanței norului de gaz și praf (motive posibile pentru care ar putea fi atât dinamica naturală a norului, cât și trecerea unei unde de șoc din explozie prin substanța de norul etc.), care a devenit centrul de atracție gravitațională pentru substanța din jur - colapsul gravitațional al centrului. Norul conținea deja nu numai hidrogen și heliu primordial, ci și numeroase elemente grele (Metalicitatea) rămase de la stelele generațiilor anterioare. În plus, norul care se prăbușește a avut un moment unghiular inițial.
- În timpul procesului de compresie gravitațională, dimensiunea norului de gaz și praf a scăzut și, datorită legii conservării momentului unghiular, viteza de rotație a norului a crescut. Datorită rotației, ratele de compresie ale norilor paraleli și perpendiculari pe axa de rotație au fost diferite, ceea ce a dus la aplatizarea norului și formarea unui disc caracteristic.
- Ca o consecință a compresiei, densitatea și intensitatea ciocnirilor particulelor de materie între ele au crescut, drept urmare temperatura substanței a crescut continuu pe măsură ce era comprimată. Regiunile centrale ale discului s-au încălzit cel mai puternic.
- Când temperatura a atins câteva mii de Kelvin, regiunea centrală a discului a început să strălucească - s-a format o protostea. Materia din nor a continuat să cadă pe protostea, crescând presiunea și temperatura în centru. Regiunile exterioare ale discului au rămas relativ reci. Din cauza instabilităților hidrodinamice, în ele au început să se dezvolte compactări individuale, care au devenit centre gravitaționale locale pentru formarea planetelor din materia discului protoplanetar.
- Când temperatura din centrul protostelei a atins milioane de kelvin, reacția de fuziune termonucleară a heliului din hidrogen a început în regiunea centrală. Protostea sa transformat într-o stea obișnuită din secvența principală. În regiunea exterioară a discului, condensări mari au format planete care se roteau în jurul stelei centrale în aproximativ același plan și în aceeași direcție.
Evolutie ulterioara
Anterior, se credea că toate planetele s-au format aproximativ pe orbitele unde se află acum, dar la sfârșitul secolului XX și începutul secolului XXI acest punct de vedere s-a schimbat radical. Acum se crede că în zorii existenței sale sistemul solar arăta complet diferit de ceea ce arată acum. Potrivit ideilor moderne, sistemul solar exterior era mult mai compact ca dimensiune decât este acum, era mult mai aproape de Soare, iar în sistemul solar interior, pe lângă corpurile cerești care au supraviețuit până în zilele noastre, existau alte obiecte nu mai mici ca dimensiune decât.
Planete terestre
O coliziune uriașă a două corpuri cerești, posibil dând naștere satelitului Pământului, Luna.
La sfârșitul erei formării planetelor, sistemul solar interior a fost populat de 50-100 de protoplanete cu dimensiuni care variau de la lunar la marțian. Creșterea în continuare a dimensiunii corpurilor cerești s-a datorat ciocnirilor și fuziunilor acestor protoplanete între ele. De exemplu, ca urmare a uneia dintre coliziuni, Mercur și-a pierdut cea mai mare parte a mantalei, în timp ce ca urmare a unei alte ciocniri, așa-numita. O coliziune gigantică (posibil cu ipotetica planetă Theia) a dat naștere unui satelit. Această fază de coliziuni a continuat timp de aproximativ 100 de milioane de ani până când cele patru corpuri cerești masive cunoscute astăzi au rămas pe orbită.
Una dintre problemele nerezolvate ale acestui model este faptul că nu poate explica modul în care orbitele inițiale ale obiectelor protoplanetare, care trebuiau să fie extrem de excentrice pentru a se ciocni între ele, ar putea ajunge să dea naștere la orbite stabile și aproape circulare ale celorlalte patru. planete. Potrivit unei ipoteze, aceste planete s-au format într-un moment în care spațiul interplanetar conținea încă o cantitate semnificativă de material gazos și praf, care, datorită frecării, a redus energia planetelor și a făcut orbitele lor mai netede. Totuși, același gaz ar fi trebuit să prevină apariția unor alungiri mari în orbitele inițiale ale protoplanetelor. O altă ipoteză sugerează că corectarea orbitelor planetelor interioare s-a produs nu datorită interacțiunii cu gazul, ci datorită interacțiunii cu corpurile mai mici rămase ale sistemului. Pe măsură ce corpurile mari au trecut printr-un nor de obiecte mici, acestea din urmă, datorită influenței gravitaționale, au fost atrase în regiuni cu densitate mai mare și astfel au creat „cresturi gravitaționale” de-a lungul căii planetelor mari. Influența gravitațională din ce în ce mai mare a acestor „creste”, conform acestei ipoteze, a făcut ca planetele să încetinească și să intre pe o orbită mai rotunjită.
Centura de asteroizi
Limita exterioară a sistemului solar interior se află între 2 și 4 UA. de la Soare si reprezinta . Au fost înaintate ipoteze, dar în cele din urmă nu au fost confirmate, cu privire la existența unei planete între și (de exemplu, ipotetica planetă Phaethon), care în primele etape ale formării Sistemului Solar s-a prăbușit astfel încât fragmentele sale au devenit asteroizi care s-au format. centura de asteroizi. Potrivit concepțiilor moderne, nu a existat o singură sursă protoplanetă de asteroizi. Inițial, centura de asteroizi conținea suficientă materie pentru a forma 2-3 planete de dimensiunea Pământului. Această zonă conținea un număr mare de planetezimale care s-au lipit împreună, formând obiecte din ce în ce mai mari. Ca urmare a acestor fuziuni, în centura de asteroizi s-au format aproximativ 20-30 de protoplanete cu dimensiuni de la lunar la marțian. Cu toate acestea, din momentul în care planeta Jupiter s-a format în relativă apropiere de centură, evoluția acestei regiuni a luat o altă cale. Rezonanțe orbitale puternice cu Jupiter și, precum și interacțiunile gravitaționale cu protoplanetele mai masive din această regiune, au distrus planetezimale deja formate. Intrând în zona de rezonanță când o planetă uriașă a trecut prin apropiere, planetezimale au primit o accelerație suplimentară, s-au prăbușit în corpurile cerești învecinate și s-au fragmentat în loc să se îmbine fără probleme.
Pe măsură ce Jupiter a migrat în centrul sistemului, perturbările rezultate au devenit din ce în ce mai pronunțate. Ca urmare a acestor rezonanțe, planetezimale și-au schimbat excentricitatea și înclinarea orbitelor și chiar au fost aruncate din centura de asteroizi. Unele dintre protoplanete masive au fost, de asemenea, ejectate din centura de asteroizi de către Jupiter, în timp ce alte protoplanete au migrat probabil în sistemul solar interior, unde au jucat un rol final în creșterea masei celor câteva planete asemănătoare Pământului rămase. În această perioadă de epuizare, influența planetelor gigantice și a protoplanetelor masive a făcut ca centura de asteroizi să se „subțieze” la doar 1% din masa Pământului, care era alcătuită în principal din planetezimale mici. Această valoare, însă, este de 10-20 de ori mai mare decât valoarea actuală a masei centurii de asteroizi, care este acum 1/2000 din masa Pământului. Se crede că a doua perioadă de epuizare, care a adus masa centurii de asteroizi la valorile actuale, a avut loc atunci când Jupiter și Saturn au intrat într-o rezonanță orbitală 2:1.
Este probabil ca perioada coliziunilor gigantice din istoria Sistemului Solar interior să fi jucat un rol important în primirea Pământului rezervelor sale de apă (~6·10 21 kg). Faptul este că apa este o substanță prea volatilă pentru a apărea în mod natural în timpul formării Pământului. Cel mai probabil, a fost adus pe Pământ din regiunile exterioare, mai reci, ale sistemului solar. Poate că protoplanetele și planetezimale aruncate de Jupiter dincolo de centura de asteroizi au fost cele care au adus apă pe Pământ. Alți candidați pentru rolul principalilor furnizori de apă sunt și principala centură de asteroizi, descoperită în 2006, în timp ce cometele din centura Kuiper și din alte regiuni îndepărtate ar fi adus nu mai mult de 6% din apă pe Pământ.
Migrația planetară
Conform ipotezei nebulare, cele două planete exterioare ale sistemului solar sunt în locul „greșit”. și , „giganții de gheață” ai Sistemului Solar, sunt localizați într-o regiune în care densitatea scăzută a materiei nebuloase și perioadele orbitale lungi au făcut ca formarea unor astfel de planete să fie un eveniment foarte puțin probabil. Se crede că aceste două planete s-au format inițial pe orbite lângă Jupiter și Saturn, unde era mult mai mult material de construcție, și au migrat în pozițiile lor moderne doar sute de milioane de ani mai târziu.
Simulare care arată locația planetelor exterioare și a Centurii Kuiper: a) Înainte de rezonanța orbitală 2:1 a lui Jupiter și Saturn b) Împărțirea obiectelor antice din Centura Kuiper în sistemul solar după deplasarea orbitală a lui Neptun c) După ce Jupiter a ejectat Centura Kuiper obiecte scoase din sistem
Migrația planetară este capabilă să explice existența și proprietățile regiunilor exterioare ale Sistemului Solar. Dincolo de Neptun, Sistemul Solar conține Centura Kuiper și, care sunt grupuri deschise de corpuri mici de gheață și dau naștere la majoritatea cometelor observate în Sistemul Solar. Centura Kuiper este situată în prezent la o distanță de 30-55 UA. de la Soare, discul împrăștiat începe la 100 UA. de la Soare, iar norul Oort este la 50.000 UA. din lumina centrală. Cu toate acestea, în trecut, Centura Kuiper era mult mai densă și mai aproape de Soare. Marginea sa exterioară era de aproximativ 30 UA. de la Soare, în timp ce marginea sa interioară era situată direct în spatele orbitelor lui Uranus și Neptun, care, la rândul lor, erau mai aproape de Soare (aproximativ 15-20 UA) și, în plus, erau situate în ordine inversă: Uranus era mai departe. de la Soare decât Neptun.
După formarea Sistemului Solar, orbitele tuturor planetelor gigantice au continuat să se schimbe încet sub influența interacțiunilor cu un număr mare de planetezimale rămase. După 500-600 de milioane de ani (cu 4 miliarde de ani), Jupiter și Saturn au intrat într-o rezonanță orbitală 2:1; Saturn a făcut o revoluție în jurul Soarelui exact în timpul necesar lui Jupiter pentru a face 2 revoluții. Această rezonanță a creat presiune gravitațională asupra planetelor exterioare, făcându-l pe Neptun să scape de orbita lui Uranus și să se prăbușească în centura antică Kuiper. Din același motiv, planetele au început să arunce planetezimale înghețate din jurul lor în interiorul Sistemului Solar, în timp ce ele însele au început să se îndepărteze în exterior. Acest proces a continuat într-un mod similar: sub influența rezonanței, planetezimale au fost aruncate în sistem de fiecare planetă ulterioară pe care o întâlneau pe drum, iar orbitele planetelor înseși s-au îndepărtat din ce în ce mai mult. Acest proces a continuat până când planetezimale au intrat în zona de influență directă a lui Jupiter, după care enorma gravitație a acestei planete i-a trimis pe orbite extrem de eliptice sau chiar i-a aruncat în afara sistemului solar. Această lucrare, la rândul său, a deplasat ușor orbita lui Jupiter spre interior. Obiectele ejectate de Jupiter pe orbite extrem de eliptice au format norul Oort, iar obiectele ejectate de Neptun în migrație au format centura modernă Kuiper și discul împrăștiat. Acest scenariu explică de ce discul împrăștiat și centura Kuiper au o masă mică. Unele dintre obiectele ejectate, inclusiv , au intrat în cele din urmă în rezonanță gravitațională cu orbita lui Neptun. Treptat, frecarea cu discul împrăștiat a făcut ca orbitele lui Neptun și Uranus să fie din nou netede.
Există, de asemenea, o ipoteză despre un al cincilea gigant gazos care a suferit o migrație radicală și a fost împins în timpul formării aspectului modern al Sistemului Solar la periferiile sale îndepărtate (devenind ipotetica planetă Tyche sau o altă „Planeta X”) sau chiar dincolo de ea. frontiere (devenind o planetă orfană).
Confirmarea teoriei unei planete masive dincolo de orbita lui Neptun a fost găsită de Konstanin Batygin și Michael Brown pe 20 ianuarie 2016, pe baza orbitelor a șase obiecte trans-neptuniene. Masa sa folosită în calcule a fost de aproximativ 10 mase Pământului, iar revoluția sa în jurul Soarelui se presupune că a durat de la 10.000 la 20.000 de ani pământeni.
Se crede că, spre deosebire de planetele exterioare, corpurile interioare ale sistemului nu au suferit migrații semnificative, deoarece orbitele lor au rămas stabile după o perioadă de coliziuni gigantice.
Bombardament puternic târziu
Prăbușirea gravitațională a centurii antice de asteroizi a inițiat probabil o perioadă de bombardament puternic care a avut loc acum aproximativ 4 miliarde de ani, la 500-600 de milioane de ani după formarea sistemului solar. Această perioadă a durat câteva sute de milioane de ani și consecințele ei sunt încă vizibile pe suprafața corpurilor inactive din punct de vedere geologic ale Sistemului Solar, precum Luna sau Mercur, sub forma a numeroase cratere de impact. Și cea mai veche dovadă a vieții pe Pământ datează de acum 3,8 miliarde de ani - aproape imediat după sfârșitul perioadei de bombardament intens târziu.
Ciocnirile gigantice sunt o parte normală (deși recent rare) a evoluției sistemului solar. Dovezi în acest sens sunt ciocnirea cometei Shoemaker-Levy cu Jupiter în 1994, căderea unui corp ceresc pe Jupiter în 2009 și craterul de meteorit din Arizona. Acest lucru sugerează că procesul de acumulare în sistemul solar nu este încă finalizat și, prin urmare, reprezintă un pericol pentru viața pe Pământ.
Formarea sateliților
Sateliții naturali s-au format pe majoritatea planetelor din Sistemul Solar, precum și pe multe alte corpuri. Există trei mecanisme principale de formare a acestora:
- formarea dintr-un disc circumplanetar (în cazul giganților gazosi)
- formarea fragmentelor de coliziune (în cazul unei coliziuni suficient de mari la un unghi mic)
- capturarea unui obiect zburător
Jupiter și Saturn au multe luni, cum ar fi , și , care probabil s-au format din discurile din jurul acestor planete gigantice în același mod în care aceste planete s-au format din discul din jurul tânărului Soare. Acest lucru este indicat de dimensiunea lor mare și apropierea de planetă. Aceste proprietăți sunt imposibile pentru sateliții dobândiți prin captură, iar structura gazoasă a planetelor face imposibilă ipoteza formării lunilor printr-o coliziune a unei planete cu un alt corp.
Viitor
Astronomii estimează că Sistemul Solar nu va suferi schimbări extreme până când Soarele nu va rămâne fără hidrogen. Această piatră de hotar va marca începutul tranziției Soarelui de la secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell la fază. Cu toate acestea, chiar și în faza secvenței principale a unei stele, sistemul solar continuă să evolueze.
Sustenabilitate pe termen lung
Sistemul solar este un sistem haotic în care orbitele planetelor sunt imprevizibile pe perioade foarte lungi de timp. Un exemplu de astfel de imprevizibilitate este sistemul Neptun-Pluto, care se află într-o rezonanță orbitală 3:2. În ciuda faptului că rezonanța în sine va rămâne stabilă, este imposibil de prezis cu orice aproximare poziția lui Pluto pe orbită pentru mai mult de 10-20 de milioane de ani (ora Lyapunov). Un alt exemplu este înclinarea axei de rotație a Pământului, care, din cauza frecării în mantaua Pământului cauzată de interacțiunile mareelor cu Luna, nu poate fi calculată de la un punct între 1,5 și 4,5 miliarde de ani în viitor.
Orbitele planetelor exterioare sunt haotice pe scări mari de timp: timpul lor Lyapunov este de 2-230 de milioane de ani. Acest lucru nu înseamnă doar că poziția planetei pe orbită din acest punct în viitor nu poate fi determinată cu nicio aproximare, dar orbitele în sine se pot schimba extrem de mult. Haosul sistemului se poate manifesta cel mai puternic printr-o schimbare a excentricității orbitei, în care orbitele planetelor devin mai mult sau mai puțin eliptice.
Sistemul solar este stabil în sensul că nicio planetă nu se poate ciocni de alta sau nu poate fi aruncată din sistem în următoarele câteva miliarde de ani. Cu toate acestea, dincolo de acest interval de timp, de exemplu, în decurs de 5 miliarde de ani, excentricitatea orbitei lui Marte poate crește la o valoare de 0,2, ceea ce va duce la intersecția orbitelor lui Marte și Pământului și, prin urmare, la o amenințare reală de coliziune. În aceeași perioadă de timp, excentricitatea orbitei lui Mercur poate crește și mai mult și, ulterior, o trecere apropiată în jur îl poate arunca pe Mercur din Sistemul Solar sau îl poate pune pe un curs de coliziune cu Venus însăși sau cu Pământul.
Luni și inele de planete
Evoluția sistemelor lunare ale planetelor este determinată de interacțiunile mareelor dintre corpurile sistemului. Datorită diferenței de forță gravitațională care acționează asupra planetei față de satelit în diferitele sale regiuni (regiunile mai îndepărtate sunt atrase mai slab, în timp ce cele mai apropiate sunt mai puternice), forma planetei se schimbă - pare să fie ușor întinsă în direcție a satelitului. Dacă direcția de rotație a satelitului în jurul planetei coincide cu direcția de rotație a planetei și, în același timp, planeta se rotește mai repede decât satelitul, atunci această „cocoașă de maree” a planetei va „fugi” constant înainte. în raport cu satelitul. În această situație, momentul unghiular al rotației planetei va fi transferat către satelit. Acest lucru va face ca satelitul să câștige energie și să se îndepărteze treptat de planetă, în timp ce planeta va pierde energie și se va roti din ce în ce mai încet.
Pământul și Luna sunt un exemplu de astfel de configurație. Rotația Lunii este fixată în funcție de maree față de Pământ: perioada de orbită a Lunii în jurul Pământului (în prezent aproximativ 29 de zile) coincide cu perioada de rotație a Lunii pe axa sa și, prin urmare, Luna este întotdeauna îndreptată spre aceeași parte spre Pământ. Luna se îndepărtează treptat de Pământ, în timp ce rotația Pământului încetinește treptat. În 50 de miliarde de ani, dacă supraviețuiesc expansiunii Soarelui, Pământul și Luna vor deveni blocate unul de celălalt. Ei vor intra în așa-numita rezonanță spin-orbita, în care Luna se va învârti în jurul Pământului în 47 de zile, perioada de rotație a ambelor corpuri în jurul axei sale va fi aceeași, iar fiecare dintre corpurile cerești va fi întotdeauna vizibil. doar dintr-o parte pentru partenerul său.
Alte exemple ale acestei configurații sunt sistemele lunilor galileene ale lui Jupiter, precum și majoritatea lunilor mari ale lui Saturn.
Neptun și luna sa Triton, fotografiate în timpul zborului misiunii Voyager 2. În viitor, este probabil ca acest satelit să fie sfâșiat de forțele mareelor, creând un nou inel în jurul planetei.
Un scenariu diferit așteaptă sistemele în care satelitul se mișcă în jurul planetei mai repede decât se rotește în jurul său, sau în care satelitul se mișcă în direcția opusă direcției de rotație a planetei. În astfel de cazuri, deformarea mareelor a planetei rămâne constant în urma poziției satelitului. Aceasta schimbă direcția de transfer a momentului unghiular între corpuri spre opus. care la rândul său va duce la o accelerare a rotației planetei și la o reducere a orbitei satelitului. În timp, satelitul se va apropia în spirală de planetă până când la un moment dat fie căde la suprafața sau atmosfera planetei, fie este sfâșiat de forțele mareelor, dând astfel naștere unui inel planetar. O astfel de soartă așteaptă satelitul lui Marte (în 30-50 de milioane de ani), satelitul lui Neptun (în 3,6 miliarde de ani) și Jupiter și cel puțin 16 luni mici ale lui Uranus și Neptun. În acest caz, satelitul lui Uranus se poate ciocni chiar și cu luna vecină.
Și, în cele din urmă, în al treilea tip de configurație, planeta și satelitul sunt fixate în mod mare unul în raport cu celălalt. În acest caz, „cocoașa de maree” este întotdeauna situată exact sub satelit, nu există niciun transfer de moment unghiular și, în consecință, perioada orbitală nu se modifică. Un exemplu de astfel de configurație este Pluto și.
Trebuie să fi fost frig, incredibil de frig acum 5 miliarde de ani - aici, unde acum sunt copaci, străzi și oameni - în colțul nostru natal al Galaxiei. Dar asta a fost cu mult timp în urmă, cu foarte mult timp în urmă, înainte de nașterea Soarelui și apariția planetelor. Întinzându-se pe miliarde și miliarde de kilometri în toate direcțiile, mediul interstelar subțire este un vid rece, aproape absolut, în întunericul dintre stelele antice.
Temperatura a fost atunci sub 50 de grade pe scara temperaturii absolute. Pentru comparație, trebuie menționat că „temperatura camerei” pe această scară corespunde cu aproximativ 300 de grade, iar oxigenul din aerul pe care îl respirăm se lichefiază la 90 de grade peste zero absolut. Dar gazul interstelar primordial nu era în pericol de „înghețare” (adică să se solidifice) sau să se transforme într-o stare lichidă: atomii săi erau atât de departe împrăștiați unul de celălalt încât posibilitatea ca ei să se ciocnească și să se combine era neglijabilă.
Era aproape un vid absolut: vreo zece atomi la 1 cm 3 . Să ne amintim că 1 cm 3 din aerul pe care îl respirăm conține aproximativ 30 de milioane de trilioane de atomi. Un călător în spațiu – dacă ar fi apărut unul în acele vremuri – cu greu și-ar fi putut realiza că se află în mijlocul unui uriaș nor primordial de gaz și praf, din care s-ar fi format în cele din urmă sistemul nostru solar.
Cea mai comună substanță a fost hidrogenul. Norul interstelar era de aproximativ trei sferturi (în greutate) hidrogen și aproape un sfert de heliu. Tradus în numărul de atomi, aceasta înseamnă că pentru fiecare atom de heliu existau o duzină de atomi de hidrogen.
Elementele mai grele au fost prezente în spațiul interstelar în cantități neglijabile. Peste 95% din masa norului interstelar a constat din hidrogen și heliu, toate celelalte elemente reprezentând doar câteva procente. Unele dintre elementele mai grele existau sub formă de granule minuscule de praf care măsoară de ordinul a 0,001 mm. Dar erau extrem de rare și situate departe unul de celălalt. Un călător în spațiu ar putea detecta nu mai mult de o sută dintre aceste granule microscopice de praf pe întreg kilometru cub în interiorul unui nor interstelar.
Aceste particule de praf împrăștiate pe scară largă constau în principal din siliciu, magneziu, aluminiu și fier, de exemplu. acele substanțe din care se formează rocile pământești obișnuite. Dar, în plus, unele alte elemente, cum ar fi oxigenul, carbonul și azotul, s-au găsit uneori în moleculele organice. Existau zeci de molecule organice diferite în spațiul interstelar. Cu alte cuvinte, „blocurile” chimice pentru crearea materiei vii au existat cu mult înainte ca Soarele și planetele să înceapă să se formeze.
Există două teorii cu privire la formarea sistemului solar. În norul interstelar primordial, formarea Sistemului Solar nu putea începe de la sine, fie și doar pentru că era prea rarefiată. Ceva trebuie să fi făcut norul să se micșoreze.
Trăim într-o galaxie spirală. Unii astronomi cred că brațul spiralat al galaxiei noastre a trecut prin regiunea spațiului în care trăim cu aproximativ 5 miliarde de ani în urmă. Acest lucru ar putea provoca o ușoară compresie a norului interstelar, care ar fi putut servi drept un impuls pentru debutul formării stelelor. Într-adevăr, astăzi descoperim multe stele tinere și nori de gaz strălucitori care căptușesc brațele spiralate ale galaxiilor îndepărtate.
Potrivit altor astronomi, o supernova masivă antică necunoscută a explodat undeva în apropiere. Unda de șoc rezultată din această explozie masivă, distructivă, ar fi putut fi suficient de puternică pentru a comprima norul interstelar și a duce la formarea stelelor. O nebuloasă similară, formată în timpul exploziei supernovei care a dat naștere Soarelui, a dispărut de mult. Cu toate acestea, studiind meteoriții, oamenii de știință au descoperit recent abundențe neobișnuite ale unui număr de elemente care s-ar fi putut forma într-o explozie de supernovă din apropiere.
Înainte de comprimare, norul interstelar primar era în echilibru. Forța gravitației, care avea tendința de a comprima norul, a fost echilibrată precis de presiunea gazului din nor. Dar după comprimare (cauzată fie de trecerea norului prin brațul spiralat al Galaxiei, fie de o explozie de supernovă), granulele microscopice de praf din nor s-au apropiat mult mai mult unul de celălalt decât înainte, astfel încât densitatea lor a început să ajungă poate 10.000 la 1 km3, adică a crescut de aproximativ 100 de ori. Creșterea densității prafului interstelar a însemnat că lumina de la stelele din apropiere nu mai putea trece prin norul de gaz și praf.
Efectul de estompare cauzat de particulele de praf interstelar a jucat un rol important în originea sistemului solar. Deoarece lumina stelelor nu mai putea pătrunde în nor și îl încălzi, temperatura gazului de acolo s-a apropiat de zero absolut. Presiunea gazului și temperatura merg întotdeauna mână în mână. Prin urmare, de îndată ce temperatura a scăzut, a scăzut și presiunea gazului. Acum presiunea gazului din nor, îndreptată spre exterior, nu a mai rezistat forței gravitaționale îndreptate spre interior. Gravitația a câștigat, iar norul a început să se micșoreze.
Astronomii descoperă adesea nori reci, întunecați, care se prăbușesc de gaz și praf interstelar, care se află în stadiile incipiente ale formării stelelor. După cum se arată în Fig. 4, aceste așa-numite globule sunt cel mai ușor de văzut atunci când sunt siluetate pe o nebuloasă strălucitoare. Dimensiunea unui glob obișnuit este de câțiva ani lumină, iar substanța sa este suficientă pentru a forma o duzină de sisteme similare cu Sistemul Solar.
După ce globulul s-a prăbușit sub influența gravitației, orice turbulență aleatorie din nor ar putea duce la formarea de vârtejuri. Vârtejurile au făcut ca norul să se rupă în bucăți mai mici. Una dintre aceste părți ale norului care se roteau încet a fost destinată să devină Sistemul nostru Solar.
Pe măsură ce această parte a norului a continuat să se comprima, rotația sa s-a accelerat, rezultând o formă distinctă în formă de disc. Aceasta a fost nebuloasa solară primordială. Cu un diametru de 10 miliarde km (aproximativ dimensiunea orbitei lui Neptun), nebuloasa avea o grosime de aproximativ 200 milioane km (aproximativ distanța de la Pământ la Soare) și era de 2 ori mai multă materie în ea decât în prezent. sistemul solar.
În primele etape ale evoluției nebuloasei solare primordiale, gravitația a continuat să domine pe măsură ce din ce în ce mai multă materie era comprimată spre centrul discului. Acest lucru a dus la faptul că regiunile centrale ale nebuloasei solare sunt semnificativ mai calde decât regiunile exterioare. Particulele de praf interstelar din regiunile interioare ale nebuloasei primare au dispărut complet în curând. Diferența uriașă de temperatură în centrul și la marginile nebuloasei solare a influențat în cele din urmă în mod semnificativ structura sistemului solar: planetele sale interioare ar fi trebuit să fie foarte diferite de cele exterioare.
La 50 de milioane de ani de la compresia „fatală” a norului interstelar, formarea nebuloasei solare s-a încheiat. Materia a continuat să se repezi spre centrul nebuloasei - așa s-a format proto-soarele. În tot acest timp, câmpul magnetic primar al Soarelui a conectat protosarele cu gazele din restul nebuloasei solare. Fără o astfel de conexiune, Soarele s-ar roti cu o viteză vertiginoasă, la fel cum un patinator artistic se poate învârti cu o viteză incredibilă cu mâinile apăsate pe sine. Dar Soarele se rotește foarte lent, făcând doar o revoluție la fiecare patru săptămâni. Mișcarea câmpului magnetic al proto-soarelui prin gazul nebuloasei solare ar fi trebuit să ducă la o decelerare puternică a proto-soarelui. Prin urmare, nebuloasa solară s-a rotit mai mult sau mai puțin uniform ca întreg. Această etapă, în timpul căreia rotația a fost transmisă din părțile interioare ale nebuloasei solare către părțile exterioare, a durat doar câteva mii de ani. După aceasta, a venit timpul pentru „nașterea” planetelor.
Materia nebuloasei solare primare ar putea fi împărțită în funcție de punctele de topire sau de fierbere în trei clase mari. În primul rând, acestea sunt substanțele care formează de obicei rocile pământului. Acestea includ silicați, oxizi de metal, siliciu, magneziu, aluminiu și fier în diverși compuși chimici. Toate aceste substanțe au puncte de topire sau de fierbere foarte mari, de obicei de ordinul a mii de grade.
În al doilea rând, erau prezente substanțe care există de obicei sub formă de lichide și gheață. Acestea includ în principal compuși chimici de carbon, azot, hidrogen și oxigen. Poate că cele mai familiare dintre aceste substanțe erau apa, dioxidul de carbon, metanul și amoniacul. Punctele de topire sau de fierbere ale gheții și ale lichidelor acestor substanțe se află în intervalul 100-300 de grade pe scara temperaturii absolute.
În cele din urmă, în nebuloasa solară au existat substanțe care sunt aproape întotdeauna gaze: hidrogen, heliu, neon și argon în forma lor pură. Aceste substanțe, în toate condițiile, cu excepția temperaturilor extrem de scăzute aproape de zero absolut, sunt în stare gazoasă.
Temperatura a jucat un rol decisiv în determinarea naturii planetelor care s-au format la diferite distanțe de Soare. Deoarece în timpul formării protosoarelui o cantitate imensă de materie s-a repezit spre centrul nebuloasei solare primare, temperatura în partea centrală a fost foarte ridicată. Temperaturile de câteva mii de grade erau norma acolo și, prin urmare, substanța s-a evaporat complet. Cu toate acestea, în părțile exterioare ale nebuloasei, temperatura nu a depășit niciodată semnificativ 100 de grade pe scara temperaturii absolute. Particulele de praf interstelar din aceste regiuni au fost probabil acoperite de un strat de apă înghețată, dioxid de carbon, precum și metan și amoniac. Aceste particule îndepărtate acoperite de gheață au fost în mare parte neafectate de compresia gravitațională a Soarelui.
După formarea protosoarelui, temperatura din regiunile interioare ale nebuloasei solare a început să scadă și, când temperatura gazului a devenit suficient de scăzută, a început procesul de condensare a substanței nebuloasei solare. Desigur, substanța care a format rocile a trebuit mai întâi să intre în stare solidă. Dar, din moment ce temperatura din apropierea protosoarelui a rămas destul de ridicată, particulele din apropierea protosarelui au inclus în principal fier, silicați și oxizi de metal.
Ceva mai departe de protosare, temperatura era și mai scăzută, iar acolo particulele de praf puteau fi acoperite cu un strat de gheață. Cu cât particulele de praf erau mai îndepărtate de proto-soare, cu atât stratul de gheață care le acoperea era mai gros. Dar toate aceste particule de praf, atât în apropiere, cât și în depărtare, erau încă conținute într-un nor imens de hidrogen și heliu, cele două gaze principale care, împreună, formau mai mult de 95% din materia din nebuloasa solară. Cu toate acestea, în această etapă, au apărut pentru prima dată diferențe semnificative în compoziția particulelor situate la distanțe diferite de protosoare.
Particulele de praf din nebuloasa solară erau aparent destul de libere și, ca fulgii de zăpadă mari, s-au lipit cu ușurință împreună când s-au ciocnit. Ciocnirile repetate de-a lungul mai multor ani au dus la formarea de „aglomerări” de praf cu diametrul de ordinul a câțiva milimetri sau chiar centimetri. Treptat, sub influența gravitației, aceste bulgări s-au așezat spre planul central al nebuloasei solare.
Procesul de sedimentare a continuat câteva sute de mii de ani. Până la sfârșitul acestei etape, cea mai mare parte a materiei solide din sistemul solar fusese distribuită într-un strat plat gigant cu un proto-soare în centru. Dar acest strat extins și foarte subțire a fost instabil datorită acțiunii gravitației. Acele zone ale stratului unde, întâmplător, densitatea bulgărilor de praf s-a dovedit a fi ceva mai mare, au atras din ce în ce mai multe bulgări noi din acele zone ale stratului unde la început, întâmplător, erau mai puține. Astfel, bulgări de praf interstelar s-au adunat treptat în obiecte asemănătoare asteroizilor, care măsoară kilometri în dimensiune - așa-numitele planetezimale.
Este important să înțelegem clar că planetezimale din diferite regiuni ale nebuloasei solare diferă foarte mult în compoziția lor chimică. Aproape de proto-soare, ele constau aproape în întregime din materie stâncoasă. Acest lucru s-a întâmplat deoarece boabele de praf inițiale (și aglomerațiile ulterioare) conțineau doar acel material care putea rămâne solid în regiunile interioare încălzite ale sistemului solar primordial. Mai departe de protosoare, unde temperatura era mai scăzută, acestea conțineau gheață împreună cu materie stâncoasă. Și planetezimale din regiunile reci îndepărtate includeau și metanul înghețat și amoniacul.
Treptat, în următoarele câteva milioane de ani, planetezimale s-au unit și s-au condensat sub influența atracției gravitaționale în obiecte mult mai mari - protoplanete. Patru protoplanete s-au format în regiunile interioare ale sistemului solar primordial. Și încă patru protoplanete s-au format mult mai departe de protosare. Există motive să credem că Pluto, considerată în prezent cea mai mică planetă din sistemul solar, a fost inițial un satelit al lui Neptun.
Cele patru protoplanete interioare au fost destinate să devină Mercur, Venus, Pământ și Marte. Procesele radioactive din intestinele protoplanetelor au dus curând la încălzire și, în cele din urmă, la topirea materiei din intestinele lor. Și din nou a intrat în joc forța gravitației, ca urmare a căreia materia mai grea (în principal fier) s-a scufundat în centrele protoplanetelor topite, iar materia mai ușoară s-a ridicat la suprafața lor. Astfel, planetele au devenit corpuri „diferențiate chimic” cu nuclee dense de fier înconjurate de straturi de roci mai puțin dense.
În antichitate, când cele patru planete interioare erau în esență în stare topită, gazele au scăpat cu ușurință din rocile topite. Mercur, cea mai mică planetă din sistemul solar după Pluto, nu a putut reține niciun gaz. Sub influența căldurii arzătoare a tânărului Soare și datorită accelerării mici a gravitației de pe suprafața lui Mercur, toate gazele au „scăpat” curând din atmosfera sa primară.
Pe Marte, care este doar puțin mai mare ca dimensiune decât Mercur, accelerația datorată gravitației este, de asemenea, foarte mică. Prin urmare, Marte și-a pierdut cea mai mare parte a atmosferei sale originale. A rămas doar un strat foarte subțire de dioxid de carbon.
Numai pe Venus și Pământ, cele mai masive dintre planetele interioare, accelerațiile gravitaționale sunt suficient de puternice pentru a reține atmosfera. Dar atmosferele lor sunt foarte sărace - doar un strat de gaze adiacent suprafeței planetei. Majoritatea gazelor atmosferice care înconjoară Venus și Pământ sunt concentrate la altitudini de până la 10 km deasupra suprafețelor planetelor. O imagine complet diferită se observă pe planetele exterioare, ale căror atmosfere se întind pe zeci de mii de kilometri. Motivul principal pentru această diferență este direct legat de compoziția chimică a particulelor originale de praf din care s-au format planetele. În interiorul cald al nebuloasei solare, aceste particule au fost fie ușor acoperite de gheață, fie complet lipsite de gheață. Prin urmare, cele patru planete interioare, ca și particulele de praf din care s-au format, constau aproape în întregime din material stâncos. Și cu prima noastră descriere, doar superficială, a structurii planetelor interioare, cu greu merită menționate cantitățile nesemnificative de gaz și lichid rămase în apropierea unora dintre ele.
Diferențele în compoziția chimică a particulelor primare de praf au jucat, de asemenea, un rol decisiv în formarea structurii interioarelor celor patru planete interioare. Toate au miezuri de fier înconjurate de mantale de roci mai puțin dense. Dar dintre planetele interioare, Mercur are în mod clar cel mai mare nucleu de fier. Se extinde de la centru la suprafață până la trei sferturi din raza planetei. Miezul de fier reprezintă 80% din masa lui Mercur. Pentru Venus și Pământ, raza nucleului de fier nu depășește jumătate din raza planetei. Și miezul de fier al lui Marte este și mai mic.
Fierul, nichelul și oxizii altor metale au fost primele substanțe care s-au condensat în regiunile calde interioare ale nebuloasei solare primordiale, deoarece aceste substanțe au cele mai ridicate temperaturi de condensare. Silicații și alte minerale care formează roci se condensează la temperaturi puțin mai scăzute. Prin urmare, particulele de praf care s-au condensat în apropierea protosoarelui conțineau cantități mai mari de fier decât particulele mai îndepărtate. Astfel, planeta care s-a format cel mai aproape de Soare este mai bogată în fier decât planetele îndepărtate.
Formarea planetelor gigantice exterioare trebuie să fi început aproximativ în același timp și să fi continuat într-o manieră similară. Cu toate acestea, planetezimale din regiunile îndepărtate și reci ale nebuloasei solare conțineau cantități semnificative de gheață, iar planetele care s-au format acolo ar fi dezvoltat atmosfere groase de metan, amoniac și alte gaze.
În timpul formării lui Jupiter și Saturn, asocierea și coalescența planetezimale a fost atât de eficientă încât câmpurile gravitaționale puternice ale acestor protoplanete uriașe au atras cu ușurință hidrogenul și heliul. Pe lângă faptul că proto-Jupiter și proto-Saturn au reținut aceste gaze, ei, orbitând în jurul tânărului Soare, au îndepărtat cantități uriașe de hidrogen și heliu din norul protoplanetar. Într-adevăr, crearea lui Jupiter și Saturn a fost menită să imite formarea sistemului solar însuși. Fiecare dintre aceste planete gigantice este înconjurată de o serie semnificativă de sateliți, formând un sistem similar cu un sistem solar în miniatură.
În cazul lui Uranus și Neptun, unificarea și compactarea planetezimalelor au avut loc oarecum diferit. Aceste protoplanete, deși foarte mari în comparație cu planetele interioare, nu au atins niciodată dimensiunea colosală a lui Jupiter și Saturn. Uranus și Neptun au putut capta doar o cantitate mică de gaze ușoare din nebuloasa solară: hidrogen și heliu. Prin urmare, atmosferele groase ale lui Uranus și Neptun conțin mai puțin hidrogen și heliu decât atmosferele lui Jupiter și Saturn. Dar, la fel ca vecinii lor giganți. Uranus și Neptun sunt înconjurate de luni. Este posibil ca Pluto, care acum este o planetă, să fi fost inițial un satelit al lui Neptun.
În timp ce planetele s-au format din materialul nebuloasei solare, protosarele a continuat să se schimbe. Presat spre interior de trilioane de trilioane de tone de gaz, centrul proto-soarelui care se prăbușește a devenit din ce în ce mai fierbinte. În cele din urmă, acum 4,5 miliarde de ani, temperatura din centrul Soarelui a atins o astfel de valoare încât procesele de fuziune termonucleară ar putea începe acolo - transformarea hidrogenului în heliu la temperaturi de milioane de grade. Începutul unor astfel de procese servește ca un semnal despre nașterea unei stele. Așa s-a născut Soarele nostru.
Astronomii descoperă adesea stele tinere și „abia născute” pe cer. În nucleele multora dintre ele, procesele de fuziune termonucleară abia încep.
Observând cu atenție stelele foarte tinere, astronomii au stabilit acum că, la sfârșitul procesului de naștere, stelele ejectează adesea cantități semnificative de material. De îndată ce steaua nou formată „se adaptează” la debutul reacțiilor termonucleare în miez, o cantitate mare de gaz se desprinde de la suprafața sa. Această ejecție a materiei se numește vânt T Tauri.
Este firesc să credem că vânturile stelare sunt emise de toate stelele. Aceste „vânturi” sunt de fapt emisia continuă de particule - în principal protoni și electroni - de pe suprafața stelei. De asemenea, Soarele nostru ejectează continuu particule care formează vântul solar. Vântul solar a fost descoperit la începutul anilor 1960 de prima navă spațială interplanetară, unul dintre cele mai importante succese ale programului de explorare spațială. Pe orbita Pământului, viteza medie a vântului solar este de 400 km/s. Densitatea medie a vântului solar în vecinătatea Pământului este de 10 particule pe 1 cm3. Dar uneori se observă „rafale” puternice de vânt solar. Navele care călătoresc către alte planete din sistemul solar au înregistrat densități de până la aproximativ 100 de particule pe 1 cm3 și viteze apropiate de 1000 km/s.
Vânturile stelare emise de stelele „de vârstă mijlocie” sunt o briză în comparație cu vântul T Tauri. Vântul T Tauri este un adevărat uragan, exercitând o presiune semnificativă asupra a tot ceea ce îi iese în cale.
„Vântul T Tauri” care a însoțit nașterea Soarelui a aruncat tot excesul de hidrogen și heliu din nebuloasa solară primară departe în spațiul interstelar. Nebuloasa solară primordială conținea suficient material (în mare parte hidrogen și heliu) din care s-ar fi putut forma doi sori. Dar, de-a lungul a milioane de ani, când „vântul T Tauri” a făcut furie în sistemul solar tânăr, aproape jumătate din gazul primordial a scăpat în adâncurile spațiului cosmic.
„Vântul T Tauri” a „curățat” sistemul solar. Era atât de puternic încât planetele interioare și-au pierdut cea mai mare parte a atmosferei originale. Numai corpurile solide - planete, sateliți, asteroizi și meteoriți - ar putea rezista la astfel de vânturi și ar putea rămâne pe orbită în jurul Soarelui.
Deși planetele au continuat să evolueze în următoarele câteva miliarde de ani, crearea sistemului solar a fost completă. După ce Soarele a trecut prin stadiul T Tauri, nu au existat schimbări cu adevărat radicale asupra planetelor, cu excepția unor procese precum craterizarea planetelor interioare. „Vântul T Tauri” a finalizat procesul de formare a planetei.
După ce vântul T Tauri a încetat, cea mai mare parte a materiei rămase în Sistemul Solar sa concentrat în Soare. Vedem aceeași imagine astăzi; Peste 99,8% din masa Sistemului Solar este conținută în Soare, lăsând mai puțin de 0,2% pentru toate planetele împreună. Masa totală a cometelor, asteroizilor, sateliților și meteoriților este mai mică de 0,001% din masa Sistemului Solar.
Dacă un călător în spațiu care rătăcea în jurul Galaxiei se trezea brusc în vecinătatea Sistemului Solar, atunci la prima vedere a putut observa doar Soarele - o stea pitică slabă. Dacă a fost examinat îndeaproape la o distanță apropiată, la mai puțin de un an lumină distanță, călătorul ar fi putut vedea Jupiter și apoi Saturn. Dar numai cu mare dificultate sau de la o distanță foarte apropiată a putut observa orice altă planetă. Planetele sunt literalmente pete microscopice în vidul vast al spațiului care înconjoară Soarele.
Originea sistemului solar se datorează direct forțelor gravitaționale. Datorită lor există Universul, galaxiile, stelele și planetele. Oamenii care au trăit cu multe secole în urmă au presupus că trebuie să existe niște forțe misterioase care au controlat treptat lumea. Dar primul care a creat un model matematic al gravitației universale a fost Fizicianul, matematicianul și astronomul englez Isaac Newton(1642-1727). El a pus bazele mecanicii cerești.
Pe baza lucrării lui Newton au apărut legile empirice ale lui Kepler. A fost creată o teorie a mișcării cometelor și a Lunii. Newton a explicat științific precesia axei pământului. Toate acestea sunt încă considerate o contribuție uriașă la știință. Dar filosoful german Immanuel Kant (1724-1804) a fost primul care și-a exprimat gândurile despre formarea Soarelui și a planetelor.
În 1755, a fost publicată lucrarea sa „Istoria naturală generală și teoria cerului”. În ea, filozoful a sugerat că toate corpurile cerești și steaua însăși au apărut dintr-o nebuloasă, care a fost inițial un nor imens de gaz și praf. Kant a fost primul care a vorbit despre cosmogonie- originea lumii.
Acest lucru necesită material primar și forțe gravitaționale. Dar intervenția divină nu este necesară în această chestiune. Adică, lumea a apărut ca urmare a legilor fizice, iar Dumnezeu nu a luat parte la aceasta. Aceasta a fost o declarație destul de îndrăzneață la acea vreme.
Trei etape de formare a sistemului solar
Opiniile moderne despre originea sistemului solar coincid în mare măsură cu concluziile lui Kant. Nu degeaba, dacă-l crezi pe Bulgakov, a luat constant micul dejun cu Diavolul însuși. Prin urmare, filozoful știa ce spunea, iar mințile științifice de astăzi sunt în mare măsură de acord cu el.
Teoria principală sugerează că pe locul actualului sistem solar, acum 5 miliarde de ani, a existat un nor gigant de gaze și praf. Era enormă ca dimensiuni și se întindea pe 6 miliarde de km în spațiu. Nori similari de praf există în multe colțuri ale vastului Univers. Volumul lor este format din hidrogen. Acesta este gazul din care s-au format inițial stelele. Apoi, ca urmare a unei reacții termonucleare, heliul gazos inert începe să fie eliberat. Ponderea altor substanțe reprezintă doar 2%.
La un moment dat, norul de praf a primit un impuls extern puternic, reprezentând o eliberare uriașă de energie. Ar fi putut fi o undă de șoc generată de o explozie de supernovă. Sau este posibil să nu fi existat o influență externă. Pur și simplu datorită legii atracției, norul a început să scadă în volum și să devină mai dens.
Acest proces a dat impuls colapsului gravitațional. Adică, a avut loc o compresie rapidă a masei cosmice. Drept urmare, în centru a apărut un miez fierbinte cu o densitate foarte mare. Restul masei a fost dispersat de-a lungul marginilor miezului. Și deoarece totul în spațiu se rotește în jurul axei sale, această masă a căpătat forma unui disc.
Miezul a scăzut în dimensiune, crescându-și temperatura și densitatea. Ca urmare, s-a transformat în protostar. Acesta este numele unei stele în care există condițiile prealabile pentru începerea unei reacții termonucleare. Și norul de gaz din jurul miezului a devenit din ce în ce mai dens.
În cele din urmă, temperatura și presiunea din miez au atins o valoare critică. Acest lucru a declanșat începutul unei reacții termonucleare, iar hidrogenul a început să se transforme în heliu. Protostea a încetat să mai existe, iar în locul ei a apărut o stea numită Soare. Tot acest proces a durat aproximativ un milion de ani. După standardele cosmice, destul de mult.
Dar apoi a început un alt proces. Norii de gaz și praf care se învârteau în jurul Soarelui au început să se adune în inele dense. În fiecare dintre ele s-a format un cheag cu o densitate mai mare. Mai mult, cele mai grele substanțe au ajuns în centrul cheagului, iar cele ușoare au creat învelișul exterior. Așa s-au format nucleele planetelor, înconjurate de gaze.
Pentru a spune simplu, putem spune că steaua a „suflat” carcase de gaz din cele mai apropiate nuclee. Așa s-au format planetele mici, care orbitează în apropierea Soarelui. Acest Mercur, Venus, Pământ și Marte. Și alte planete se aflau la o distanță mare de stea. De aceea și-au păstrat „hatoanele de gaz”. Ele sunt cunoscute în prezent ca planete gigantice gazoase: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Toate aceste transformări au durat încă 4 milioane de ani.
Ulterior, sateliții au apărut în jurul planetelor. Așa a apărut Luna lângă Pământ. Restul planetelor au dobândit și sateliți. Și, în cele din urmă, s-a format o singură comunitate spațială, care există până în zilele noastre.
Așa explică știința originea sistemului solar. Apropo, această teorie este inerentă și altor formațiuni stelare, dintre care există un număr infinit în spațiu. Cine știe, poate undeva în abisul negru există un sistem stelar asemănător cu al nostru. Există viață inteligentă acolo și, prin urmare, există un fel de civilizație. Este foarte posibil ca într-o zi oamenii să se întâlnească cu frații în minte. Acesta va fi cel mai remarcabil eveniment din istoria noastră.
Nici unul dintre numărul mare de modele diferite ale originii și dezvoltării sistemului solar nu a fost promovat la rangul de teorie general acceptată.
Conform Ipoteza Kant-Laplace Sistemul de planete din jurul Soarelui s-a format ca urmare a forțelor de atracție și repulsie dintre particulele de materie împrăștiată în mișcare de rotație în jurul Soarelui.
Pentru prima dată, un fizician și astrofizician englez Blugi J. H.(1877 - 1946) a sugerat că Soarele s-a ciocnit odată cu o altă stea, în urma căreia a fost scos din ea un flux de gaz care, condensându-se, s-a transformat în planete. Având în vedere distanța enormă dintre stele, o astfel de coliziune pare incredibilă.
Dintre ipotezele moderne despre originea sistemului solar, cea mai cunoscută este ipoteza electromagnetică a astrofizicianului suedez. H. Alfvena (1908 - 1995)şi englezul F. Hoyle (1915 - 2001). Conform acestei teorii, norul de gaz original din care s-au format atât Soarele, cât și planetele a constat din gaz ionizat supus influenței forțelor electromagnetice. După ce Soarele s-a format dintr-un nor imens de gaz prin concentrare, părți mici din acest nor au rămas la o distanță foarte mare de el. Forța gravitațională a început să atragă gazul rămas către steaua rezultată - Soare, dar câmpul său magnetic a oprit gazul în mișcare la diferite distanțe - exact acolo unde sunt situate planetele. Forțele gravitaționale și magnetice au influențat concentrația și îngroșarea acestui gaz. Ca urmare, s-au format planete. Când au apărut cele mai mari planete, același proces s-a repetat la o scară mai mică, creând astfel sisteme de satelit.
Este cunoscută și ipoteza formării sistemului solar dintr-un nor rece de gaz și praf care înconjoară Soarele, propusă de un om de știință sovietic. O.Yu. Schmidt (1891 - 1956).
Conform ipotezei general acceptate în prezent, formarea Sistemului Solar a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă cu prăbușirea gravitațională a unei mici părți a unui nor de praf și gaz interstelar gigant. Acest nor inițial avea probabil o dimensiune de câțiva ani lumină și a fost progenitorul mai multor stele.
În timpul procesului de compresie gravitațională, dimensiunea norului de gaz și praf a scăzut și, datorită legii conservării momentului unghiular, viteza de rotație a norului a crescut. Centrul, unde se adunase cea mai mare parte a masei, devenea din ce în ce mai fierbinte decât discul din jur. Datorită rotației, ratele de compresie ale norilor paraleli și perpendiculari pe axa de rotație au fost diferite, ceea ce a dus la aplatizarea norului și formarea unui disc protoplanetar caracteristic cu un diametru de aproximativ 200 UA. și o protostea fierbinte și densă în centru. Se crede că în acest moment al evoluției sale Soarele era o stea T Tauri. Studiul unor astfel de stele arată că ele sunt adesea însoțite de discuri protoplanetare cu mase de 0,001 - 0,1 mase solare, procentul copleșitor al masei nebuloasei concentrat direct în stea. Planetele s-au format prin acumulare de pe acest disc (Fig. 27).
Pe parcursul a 50 de milioane de ani, presiunea și densitatea hidrogenului din centrul protostelei au devenit suficient de mari pentru a începe reacțiile termonucleare. Temperatura, viteza de reacție, presiunea și densitatea au crescut până la atingerea echilibrului hidrostatic, energia termică opunându-se forței de comprimare gravitațională. În această etapă, Soarele a devenit o stea din secvența principală cu drepturi depline.
Fig. 27 Evoluția Soarelui
Sistemul solar va exista până când Soarele va începe să evolueze în afara secvenței principale a diagramei Hertzsprung-Russell, care arată relația dintre luminozitatea stelelor și temperatura lor de suprafață. Stelele mai fierbinți sunt mai luminoase.
Soarele își arde rezervele de combustibil hidrogen, iar energia eliberată tinde să se epuizeze, determinând micșorarea Soarelui. Aceasta crește presiunea în adâncimea sa și încălzește miezul, accelerând astfel arderea combustibilului. Ca rezultat, Soarele devine mai strălucitor cu aproximativ zece procente la fiecare 1,1 miliarde de ani.
În aproximativ 5 până la 6 miliarde de ani, hidrogenul din miezul Soarelui va fi complet transformat în heliu, terminând faza secvenței principale. În acest moment, straturile exterioare ale Soarelui se vor extinde de aproximativ 260 de ori - Soarele va deveni o gigantă roșie. Datorită suprafeței extrem de crescute, va fi mult mai rece decât în secvența principală (2600 K).
În cele din urmă, straturile exterioare ale Soarelui vor fi aruncate în spațiul înconjurător printr-o explozie puternică, formând o nebuloasă planetară, în centrul căreia va rămâne doar un mic nucleu stelar - o pitică albă, un obiect neobișnuit de dens cu jumătate din originalul. masa Soarelui, dar dimensiunea Pământului. Această nebuloasă va returna o parte din materialul care a format Soarele în mediul interstelar.
Teoriile despre originea sistemului solar sunt de natură ipotetică și este imposibil să se rezolve fără ambiguitate problema fiabilității lor în stadiul actual al dezvoltării științifice. Toate teoriile existente au contradicții și zone neclare.
Lipsa unei versiuni general acceptate a originii sistemului planetar are propria sa explicație. În primul rând, unicitatea obiectului de observație exclude utilizarea analizei comparative și ne obligă să rezolvăm dificila sarcină de reconstrucție a istoriei pe baza doar cunoștințelor despre starea actuală a sistemului solar. De exemplu, ideile despre evoluția stelelor de la naștere până la moarte au fost obținute prin acumularea și prelucrarea statistică a datelor observate privind starea actuală a multor stele de diferite clase, în diferite stadii de dezvoltare. Nu este de mirare că astronomia știe mult mai multe despre dezvoltarea stelelor departe de noi decât despre originea și dezvoltarea habitatului nostru - Sistemul Solar.
Astfel, sistemul solar este o formațiune naturală foarte complexă, combinând diversitatea elementelor sale constitutive cu cea mai mare stabilitate a sistemului în ansamblu. Având în vedere numărul mare și varietatea elementelor care alcătuiesc un sistem și relațiile complexe care se stabilesc între ele, sarcina de a determina mecanismul formării acestuia se dovedește a fi foarte dificilă.
Sistemul solar include:
· Soare;
· 4 planete terestre: Mercur, Venus, Pământ, Marte și sateliții lor;
· centura planetelor minore - asteroizi, care include planeta pitică Ceres;
· nenumărate corpuri de meteoriți, mișcându-se atât în roi, cât și individual.
· 4 planete gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și sateliții lor;
· sute de comete;
· centauri;
· obiecte trans-neptuniene: centura Kuiper, care include 4 planete pitice: Pluto, Haumea, Makemake, Eris și discul împrăștiat;
· Zone îndepărtate care includ norii Oort și Sedna;
· Zone de frontieră.
Soare
Soarele aparține stelelor obișnuite ale galaxiei noastre și este o minge de gaz fierbinte (plasmă) cu compoziție predominant heliu-hidrogen, care este diluată cu un amestec (aproximativ 1%) de alte elemente chimice, al căror raport variază de la suprafață. până la miez. Straturile superioare ale Soarelui conțin aproximativ 90% hidrogen și 10% heliu. Miezul conține doar 37% hidrogen. Raportul dintre hidrogen și heliu se modifică în timp în favoarea heliului, deoarece reacțiile termonucleare au loc pe Soare de 4,5 miliarde de ani, transformând nucleele de hidrogen în nuclee de heliu. În fiecare secundă, aproximativ 600 de milioane de tone de hidrogen sunt transformate în heliu la o temperatură de aproximativ 15 milioane 0 C. În același timp, 4,3 milioane de tone sunt transformate în energie radiantă (Fig. 28).
Nici unul dintre numărul mare de modele diferite ale originii și dezvoltării sistemului solar nu a fost promovat la rangul de teorie general acceptată.
Conform Ipoteza Kant-Laplace Sistemul de planete din jurul Soarelui s-a format ca urmare a forțelor de atracție și repulsie dintre particulele de materie împrăștiată în mișcare de rotație în jurul Soarelui.
Pentru prima dată, un fizician și astrofizician englez J.H. Blugi(1877-1946) a sugerat că Soarele s-a ciocnit odată cu o altă stea, în urma căreia a fost scos din ea un flux de gaz care, condensându-se, s-a transformat în planete. Având în vedere distanța enormă dintre stele, o astfel de coliziune pare incredibilă.
Dintre ipotezele moderne despre originea sistemului solar, cea mai cunoscută este ipoteza electromagnetică a astrofizicianului suedez. H. Alfvena (1908-1995)şi englezul F. Hoyle (1915-2001). Conform acestei teorii, norul de gaz original din care s-au format atât Soarele, cât și planetele a constat din gaz ionizat supus influenței forțelor electromagnetice. După ce Soarele s-a format dintr-un nor imens de gaz prin concentrare, părți mici din acest nor au rămas la o distanță foarte mare de el. Forța gravitațională a început să atragă gazul rămas către steaua rezultată - Soare, dar câmpul său magnetic a oprit gazul în mișcare la diferite distanțe - exact acolo unde sunt situate planetele. Forțele gravitaționale și magnetice au influențat concentrația și îngroșarea acestui gaz. Ca urmare, s-au format planete. Când au apărut cele mai mari planete, același proces s-a repetat la o scară mai mică, creând astfel sisteme de satelit.
Este cunoscută și ipoteza formării sistemului solar dintr-un nor rece de gaz și praf care înconjoară Soarele, propusă de un om de știință sovietic. O.Yu. Schmidt (1891-1956).
Conform ipotezei general acceptate în prezent, formarea Sistemului Solar a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă cu prăbușirea gravitațională a unei mici părți a unui nor de praf și gaz interstelar gigant. Acest nor inițial avea probabil o dimensiune de câțiva ani lumină și a fost progenitorul mai multor stele.
În timpul procesului de comprimare gravitațională, dimensiunea norului de gaz și praf a scăzut, iar datorită legii conservării momentului unghiular, viteza de rotație a norului a crescut. Centrul, unde se adunase cea mai mare parte a masei, devenea din ce în ce mai fierbinte decât discul din jur. Datorită rotației, ratele de compresie ale norilor paraleli și perpendiculari pe axa de rotație au fost diferite, ceea ce a dus la aplatizarea norului și formarea unui disc protoplanetar caracteristic cu un diametru de aproximativ 200 UA. și o protostea fierbinte și densă în centru. Se crede că în acest moment al evoluției sale Soarele era o stea T Tauri. Studiul unor astfel de stele arată că ele sunt adesea însoțite de discuri protoplanetare cu mase de 0,001-0,1 mase solare, procentul covârșitor al masei nebuloasei concentrat direct în stea. Planetele s-au format prin acumulare de pe acest disc (Fig. 26).
Orez. 26. Evoluția Soarelui
Pe parcursul a 50 de milioane de ani, presiunea și densitatea hidrogenului din centrul protostelei au devenit suficient de mari pentru a începe reacțiile termonucleare. Temperatura, viteza de reacție, presiunea și densitatea au crescut până la atingerea echilibrului hidrostatic, energia termică opunându-se forței de comprimare gravitațională. În această etapă, Soarele a devenit o stea din secvența principală cu drepturi depline.
Sistemul solar va exista până când Soarele va începe să evolueze în afara secvenței principale a diagramei Hertzsprung-Russell, care arată relația dintre luminozitatea stelelor și temperatura lor de suprafață. Stelele mai fierbinți sunt mai luminoase.
Soarele își arde rezervele de combustibil hidrogen, iar energia eliberată tinde să se epuizeze, provocând micșorarea Soarelui. Aceasta crește presiunea în adâncimea sa și încălzește miezul, accelerând astfel arderea combustibilului. Ca rezultat, Soarele devine mai strălucitor cu aproximativ 10% la fiecare 1,1 miliarde de ani.
În aproximativ 5-6 miliarde de ani, hidrogenul din miezul Soarelui va fi complet transformat în heliu, încheind faza secvenței principale. În acest moment, straturile exterioare ale Soarelui se vor extinde de aproximativ 260 de ori - Soarele va deveni o gigantă roșie. Datorită suprafeței extrem de în creștere, va fi mult mai rece decât în secvența principală (2600 K).
În cele din urmă, straturile exterioare ale Soarelui vor fi aruncate în spațiul înconjurător printr-o explozie puternică, formând o nebuloasă planetară, în centrul căreia va rămâne doar un mic nucleu stelar - o pitică albă, un obiect neobișnuit de dens cu jumătate din originalul. masa Soarelui, dar dimensiunea Pământului. Această nebuloasă va returna o parte din materialul care a format Soarele în mediul interstelar.
Teoriile despre originea sistemului solar sunt de natură ipotetică și este imposibil să se rezolve fără ambiguitate problema fiabilității lor în stadiul actual al dezvoltării științifice. Toate teoriile existente au contradicții și zone neclare.
Lipsa unei versiuni general acceptate a originii sistemului planetar are propria sa explicație. În primul rând, unicitatea obiectului de observație exclude utilizarea analizei comparative și ne obligă să rezolvăm dificila sarcină de reconstrucție a istoriei pe baza doar cunoștințelor despre starea actuală a sistemului solar. De exemplu, ideile despre evoluția stelelor de la naștere până la moarte au fost obținute prin acumularea și prelucrarea statistică a datelor observate privind starea actuală a multor stele de diferite clase, în diferite stadii de dezvoltare. Nu este de mirare că astronomia știe mult mai multe despre dezvoltarea stelelor departe de noi decât despre originea și dezvoltarea habitatului nostru - Sistemul Solar.
Astfel, sistemul solar este o formațiune naturală foarte complexă, combinând diversitatea elementelor sale constitutive cu cea mai mare stabilitate a sistemului în ansamblu. Având în vedere numărul mare și varietatea elementelor care alcătuiesc un sistem și relațiile complexe care se stabilesc între ele, sarcina de a determina mecanismul formării acestuia se dovedește a fi foarte dificilă.
Sistemul solar include:
4 planete terestre: Mercur, Venus, Pământ, Marte și sateliții lor;
centura de mici planete de asteroizi, care include planeta pitică Ceres;
nenumărate corpuri de meteoriți, mișcându-se atât în roi, cât și individual.
4 planete gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și sateliții lor;
sute de comete;
centauri;
obiecte trans-neptuniene: centura Kuiper, care include 4 planete pitice: Pluto, Haumea, Makemake, Eris și discul împrăștiat;
regiuni îndepărtate care includ norii Oort și Sedna;
zonele de frontieră.
