Brown & Mussett The Inaccessible Earth 04 Chapter (Д. Браун, А. Массет - Недоступная Земля), страница 2

масса распределена чрезвычайно неравномерно: Солнце в 740 раз массивнее всех планет вместе взятых (табл. 4.1: данные о массе). г) На движение планет вокруг Солнца приходятся 99,5% общего момента количества движения-системы, несмотря на то что более 997,' массы сосредоточено в Солнце. Эта особенность Солнечной системы силъно влияет на характер теоретических представлеяий о ее образовании. д) Существует некий разрыв в расстояниях, массе и плотяости между планетами земной группы (Меркурий„Венера, Земля н Марс) и планетами-гигантами (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун).

Что касается плотности, то этот разрыв отражает, очевидно, заметное различие в среднем составе планет обеих групп. 4З. Образование Солнечной свспвэы. 43.1: Развитие теоретических представлений. В этом разделе мы не даем полного обзора выдвигавшихся теорий, а пытаемся показать, ках шло развитие идей. С этой пелью полезно, вслед за Мак-Креем (1421, разбить асе теории на трн класса: Класс 1. Теории, согласно которым Солнце полностью сформировалось раньше планет, а вещество плаяет произошло непосредственно из Солнца ялн из другой звезды.

Некогда популярные теории о приливном воздействии относятся к этому классу. Класс 2. Теорвн, согласно которым Солнце и планспл образовались одновременно из одной вращающейся тулэаииасти, иначе называемой облаком пли небулой, хак естественный резулътат эволюции этого облака под действием гравитационных н других сил, Класс 3. Теория, согласно которым Солнце, как и в теориях класса 1, полносгью сформировались рапъше, чем планеты, а планетное вещество было захвачено из межзвездных облаков или из другого ясточнвка, после чего н образовалась Солнечная туманность.

Теории класса 1. Самую раннюю идею этого типа высказал Бюффон в 1776 г.; он предположил, что' с Солнцем столкнулась комета, которая и выбила из него материал. Теперь мы знаем, что кометы чересчур малы дла этого, но сам» идея возродилась в 1878 г., а то время когда теории класса 2 стали испытывать трудности, но место ко- бб к ОБРАЗОВАние сОлнечнОЙ системы (я) ва; б-после ухода звезды струя хоидеисируется, образуя планеты, причем самая круцияя из иих возиихеет в средней, иаиболее толстой части струи. (е) Рис. 4.2, Приливная теория обрвзоввиия планет.

а — црохожцеиие звезды около Солнца вызывает гигантские приливы и в конце концов вырывает струю раскаленного гезообрезиого вещест- меты заняла тогда звезда. Затем, в 1916 г., Джинс показал путем расчетов, что достаточно н того, чтобы звезда не столкнулась с Солнцем, а приблизилась к нему на некоторое малое расстояние; при этом и на приближающейся звезде, н на Солнце должны возникать гигантские приливы, амплитуда которых будет расти до тех пор, пока материал не оторвется от Солвца (нли от другой звезды) в виде сигарообразной струн и не зайыет место между двумя звездными телами (рис. 4.2). Звезда затем снова уходит в глубины пространства, оставив горячую струю конденснроваться, превращаясь в планеты, причем самая ма(хинная планета должна образоваться в средней, более толстой части «сигары».

Эта теория получила тогда широкое признание, но в ней есть несколько слабых мест. Хотя она могла, по-видимому, объяснить, почему вещество появилось на значительном расстоянии от Солнца и стало двигаться вокруг него, и тем самым объясняла большой момент количества движения планет вокруг Солнца, она не показывала, как возникла высокая скорость вращения планет вокруг их собственных осей.

Чтобы преодолеть зту трудность, было предложено несколъко вариантов этой теории, но в 1939 г. Шпнтцер 1204( указал на более общий ее недостаток Дело заключается в том, что струя, чтобы в ней было достаточное количество вещества, должна была вырваться из внутренних областей Солнца нли другой звезды, где температура равна миллионам градусов, а при такой температуре струя рассеялась бы раньше, чем смогла остыть. Только одна из теорий этого класса оказалась жизнеспособной-теория Вульфсона 1251, 2521.

В целом она следует приливной терни Дхшнс(ь но в ней предполагается, что приблизившаяся к Солнцу звезда была одним из многих тел, образовавшихся в новом звавшем скоплении. Эта звезда была еще большой н холодной, в ней не проюошло сжапш н не началась стадии ядерного синтеза (см. разд. 4.б.2). Привлекая холодную звезду, Вульфсон обходит трудиосп с горячим веществом, а говоря о звездном скоплении, он делает близкую встречу светил гораздо более вероятной, чем в теории Джинса, Чтобы объяснить различные особенности Солнечной системы, Вульфсон разработал свою теорию достаточно детально„проведя численное моделирование с помощью ЭВМ. Теории класса 2, К этому классу относятся «небулярные» теории, н нх можно просле- К ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ 61 не разорвется.

Через некоторые интервалы вре- мени процесс повторяется. Кольца преврапыют- ся в планеты, а центральная масса становится Солнцем. Рнс. 4.3. Небулярная теория Лапласа. Газовый диск, сжимаясь, вращается все быстрее и быстрее, пока центробежная сила на его краю не превысит гравизацнонное притяжение и кольцо дить в прошлое до Канта, который в 1775 г. высказал предположение, что вещество Солнечной системы первоначально существовало в рассеянном виде и собралось вместе в результате гравитационного притяжения.

Однако многие детали этой теории выглядели надуманными вплоть до 1830 г., когда под нее было подведено более логичное научное основание. Маркиз де Лаплас указал, что вращающееся облако, сжимаясь под действием собственной силы тюкести, должно было крутиться нсе быстрее и быстрее, чтобы сохранялся момент количества движения.

В конце концов пентробежная сила на периметре этого облака должна была превысить гравитационное притяжение к центру, так что кольцо вещества должно было разорваться. Лаплас предположил, что это кольцо конденсировалось в планету, а оставшаяся часть облака продолжала сжиматься, и через некоторые промежутки времени процесс повторялся 1рис.

4.3). И только в конце Х1Х в. обратили внимание на то, что, согласно этой модели, Солнце должно вращаться со скоростью, близкой к пределу центробежной силы, т.е. с периодом в несколько часов, тогда как на деле оно вращается гораздо медленнее: на один оборот ему требуется 27 сут. Таким образом, по теории Лапласа, на Солнце должна была приходиться большая часть момент» количества движения Солнечной системы.

В 1918 г. Джеффрис показал, что при том разделении момента количества движения и массы, которое существует в Солнечной системе, газовое облако не могло непосредственно конденсироваться в планеты. Вще один необъясненный пункт: почему вещество туманности разделилось на кольца, а не сохранило форму дискау Именно нз-за этих трудностей внимание ученых переключилось на приливные теории класса 1.

Небулярные теории легко объясняют тот факт„почему все планеты вращаются в экваториальной плоскости Солнца и почему планеты и Солнце вращаются в одну и ту же сторону, Но главные проблемы этих теорий состоят в том, чтобы 1) объяснить медленное вращение Солнца и 2) найти правдоподобный механизм, посредством которого разрозненные часпщы вещества собирались бы в планеты. Для преодоления этих проблем предложен ряд возможных решений; некоторые из них будут приведены в равд.

4.3.2. Теории класса 3. Этн теории-во многих отношениях гибриды теорий двух первых классов: их авторы пытаются избежать уже известных трудностей, причем обычно посту- 42 в оввлзовлнив солнвчной систвмы лируют подходящие условия, а не выводят их. Солнце к моменту появления вокруг него газовой туманности считается' уже существующнм, а сам» туманность образуется при прохождении Солнца через межзвездное гвзово-пылевое облако нли каким-то иным„никак не объясняемым, путем.

В середине 1940-х годов фон Вейцзекер предложил теорию, в которой допускалось, что Солнце имело раньше газовую оболочку, обладавшую нужным моментом количества движеяня. Под действием силы тяжести зта оболочка долина была расплющиться до плоского диска, но зто тело было нестабилълым из-за сравнительно высокого газового давления.

Из законов Кеплера следует, что чем дальше часпща от Солнце, тем дольше она делает один оборот по орбите (см. уравнение (3.5)), в то время как трение в газе должно заставлять все частицы двигаться с одной и той же угловой скоростью. Фон Вейцзекер пришел к выводу, что движение внутренннк частей днска в этих условиях должно было звмедляться и ови должны были падать на Солнце, что в свою очередь замедляло бы его вращение, а внешние части диска должны были разбиваться на правильную систему вихревых образований, иэ которых и происходила бы конденсация планет. Однако регулярный характер размещения вихрей весьма мало вероятен, и в более поздних теориях этот пункт заменен случайными турбулентными движениями, которые не дают диску стать нестабильным, как предполагалось раньше.