SOLSYSTEMETS OPPRINNELSE

(planetarisk kosmogoni). Solens opprinnelse og utvikling vurderes av teorier stjernedannelse Og utvikling av stjerner, og når du studerer P.S. grunnleggende oppmerksomhet rettes mot problemet med dannelsen av planeter, og spesielt jorden. Stjerner med planetsystemer kan danne en mellomklasse mellom enkelt og doble stjerner. Det er mulig at strukturen til planetsystemer og metodene for deres dannelse kan være svært forskjellige. Struktur solsystemet(SS) har en rekke mønstre som indikerer ledd dannelsen av alle planeter og sola i en enkelt prosess. Slike mønstre er: alle planeter i en elliptisk retning. baner som ligger nesten i samme plan; rotasjon av solen i samme retning rundt en akse nær vinkelrett på midten. planetene til planetsystemet; aksial rotasjon i samme retning som de fleste planeter (med unntak av Venus, som roterer veldig sakte i motsatt retning, og Uranus, som roterer som om den ligger på siden); rotasjonen av de fleste av planetenes satellitter i samme retning; en naturlig økning i avstandene til planeter fra solen; inndeling av planeter i affiniteter. grupper som er forskjellige i masse, kjemiske. sammensetning og antall satellitter (jordiske planeter nær solen og gigantiske planeter langt fra solen, også delt inn i 2 grupper); tilstedeværelsen av et belte med mindre planeter mellom banene til Mars og Jupiter.

Novelle. Utviklingen av planetarisk kosmogoni begynte med Kant-Laplace-hypotesen. I. Kant (I. Kant, 1755) fremmet ideen om dannelsen av planeter fra sjeldne støvete stoffer som kretser rundt solen. I følge P. S. Laplace (1796) var materialet for dannelsen av planeter en del av det gassformige stoffet skilt fra den kontraherende protosunen. Sammen med Kant-Laplace-hypotesen ble hypoteser basert på ideen om en "katastrofal hendelse" foreslått. I 1920-30-årene. Hypotesen til J. H. Jeans, som trodde at planetene ble dannet av materie revet ut av solen av tyngdekraften til en forbipasserende stjerne, var berømt. Imidlertid allerede på slutten. 30-årene Det viste seg at Jeans-hypotesen ikke er i stand til å forklare størrelsen på planetsystemet. En rekke viktige studier om problemet med dannelsen av den sirkumsolare planeten og dannelsen av planeter i den ble utført på 30-40-tallet. H. Alfven og F. Hoyle trakk oppmerksomhet til magnetohydrodynamikk. effekter som spiller en viktig rolle i de tidlige stadiene av dannelsen av en stjerne og dens miljø. H. Berlage (N. Berlage) og K. Weizsäcker (S. Weizsacker) bygde den første gassdynamikken. modeller av den primære circumsolar disken. Begynnelsen på den systematiske utviklingen av teorien om PS. lagt ned av verkene til O. Yu. Schmidt. I fedrelandets verk. Skoler for planetarisk kosmogoni er blitt avklart. trekk ved utviklingen av den protoplanetariske disken og prosessene som følger med dannelsen av planeter. På 80-tallet. Omfattende materiale med observasjonsdata om moderne stjernedannelse ble innhentet. Takket være romflyvninger. enheter har mengden informasjon om strukturen, sammensetningen og egenskapene til SS-legemer økt umåtelig. Lab. studie av utenomjordisk materie og bruk av astrofysikk i modellering. hendelser gjorde det mulig å gå videre til konstruksjonen av tilstrekkelig detaljerte modeller av P.S.

Dannelse av sola og preplanetarisk skive. Stjerner av soltypen dannes i gass-støvkomplekser med masse M(M- massen til solen). Et eksempel på et slikt kompleks er det velkjente tåke Orion, der det er en aktiv en. Tilsynelatende ble Solen dannet sammen med en gruppe stjerner under de intermitterende prosessene med kompresjon og fragmentering av en slik tåke.

Evolusjon av den preplanetariske disken: EN- senke støvet til sentralplanet; b- dannelse av en støv-underdisk; V- desintegrering av støv-underdisken til støvkondensasjoner; G- dannelse av kompakte kropper fra støvkondensasjoner (ifølge B. Yu. Levin, 1964).

Evolusjon av den preplanetariske disken: dynamiske aspekter. Ved modellering avd. stadier av diskevolusjon (fig.) og planetdannelse, vies mye oppmerksomhet til begynnelsen. trinn - senking av støvpartikler til sentrum. skiveplan og deres adhesjon i turbulent gass. Tidspunktet for støvnedgang og dannelsen av en støvunderskive avhenger av intensiteten av turbulente bevegelser i gasskomponenten til skiven og er estimert til - år. Når støvlaget når kritisk. tetthet som et resultat gravitasjonsustabilitet støv-underdisken måtte brytes opp i støvkondensasjoner. Ved forskjellige avstander fra solen kan tidspunktene for dannelse av støvkonsentrasjoner og massene deres variere noe, men ifølge estimater onsdag. massene deres var nær massene til de største moderne. asteroider. Kollisjoner av kondenser forårsaket foreningen (og) av de fleste av dem og dannelsen av kompakte kropper - floatesimals. Denne prosessen, med kosmogoni. synspunkt, var også ganske rask (år).

Den neste fasen - akkumulering av planeter fra en sverm av planetesimaler og deres rusk - tok mye lengre tid (år). Numeriske metoder gjør det mulig å bestemme massene og hastighetene til preplanetære legemer samtidig. Først beveget kroppene seg i sirkulære baner i planet til støvlaget som fødte dem. De vokste, smeltet sammen med hverandre og øser opp det omkringliggende spredte materialet (rester av "primært" støv og rusk dannet under kollisjoner av planetesimaler). Tyngdekraften kropper, som intensiverte etter hvert som de vokste, endret gradvis sine baner, noe som økte gjennomsnittsverdien. eksentrisitet og jfr. vippes mot midten diskplan. Naib. massive kropper viste seg å være embryoer av fremtidige planeter. Da mange kropper ble kombinert til planeter, skjedde gjennomsnittsberegningen individuelle egenskaper bevegelser, og derfor viste banene til planetene seg å være nesten sirkulære og koplanære. Estimert analytisk og innhentet i numeriske beregninger gjelder. avstander mellom planeter, deres masse og totalt antall, perioder egentlig. rotasjoner, aksiale helninger, eksentrisiteter og orbitale helninger er i tilfredsstillende samsvar med observasjoner.

Prosessen med dannelsen av gigantiske planeter var mer kompleks, mange av detaljene gjenstår å bli belyst. Dannelsen deres ble komplisert av den langsiktige tilstedeværelsen av gass og eff. frigjøring av stoff til det ytre soner og til og med utenfor SS. Ifølge modeller skjedde dannelsen av Jupiter og Saturn i to stadier. På det første stadiet, som varte i titalls millioner år i Jupiter-regionen og rundt hundre millioner år i Saturn-regionen, skjedde det en opphopning av faste kropper, lik den i planetsonen terrestrisk gruppe. Da de største kroppene nådde en viss sverm av kritiske. masse (5 Mz, Mz- jordens masse), begynte det andre utviklingsstadiet - gass på disse kroppene, som varte i årevis. Den forsvant fra sonen til de terrestriske planetene i løpet av årene; i sonen Jupiter og Saturn ble den værende i flere år. lengre. Dannelsen av de faste kjernene til Uranus og Neptun, som ligger på store avstander, tok hundrevis av millioner år. På dette tidspunktet var gassen fra omgivelsene allerede praktisk talt gått tapt. Temperaturer i denne eksterne deler av SS oversteg ikke 100 K; som et resultat, i tillegg til silikatkomponenten, inkluderte sammensetningen av disse planetene og deres satellitter mange kondensater av vann, metan og ammoniakk.

Små SS-kropper - asteroider og kometer- representerer restene av en sverm av mellomkropper. Den største av moderne asteroider (100 km på tvers) ble dannet tilbake i epoken av dannelsen av planetsystemet, og mellomstore og små er stort sett fragmenter av store asteroider som ble knust under kollisjoner. Takket være kollisjoner av asteroidelegemer fylles tilførselen av støvstoff i det interplanetære rommet kontinuerlig opp. Dr. en kilde til små faste partikler - og oppløsningen av kometkjerner når de flyr nær solen. Kjernene til kometer ser ut til å være rester av steinete islegemer i sonen til de gigantiske planetene. Massene til de gigantiske planetene, selv før deres vekst var fullført, ble så store at tiltrekningen deres begynte å endre banene til små kropper som fløy forbi dem i stor grad. Som et resultat fikk noen av disse kroppene svært langstrakte baner, og strakte seg langt utenfor planetsystemets grenser. På kropper som beveget seg lenger enn 20-30 tusen a. e. fra solen, merkbar gravitasjon. påvirkningen ble utøvd av nærliggende stjerner. I de fleste tilfeller førte innflytelsen fra stjerner til at små kropper sluttet å komme inn i området med planetbaner. Planetsystemet viste seg å være omgitt av en sverm av steinete og isete kropper, som strekker seg til avstander på ca. e. og er kilden til de nå observerte kometene (Oort-skyen).

Opprinnelsen til et system med vanlige satellitter av planeter, som beveger seg i rotasjonsretningen til planeten i nesten sirkulære baner som ligger i ekvatorplanet, forklares vanligvis av prosesser som ligner på de som førte til dannelsen av planeter. Ifølge modeller, under dannelsen av planeten som et resultat av uelastiske kollisjoner av planetesimaler, kunne noen av dem fanges inn i en sirkumplanetær bane, og danner en sirkumplanetær pre-satellittskive. Estimater viser at de karakteristiske tidspunktene for akkumulering og ødeleggelse av små satellitter under fragmentering er mye mindre enn den karakteristiske tiden for dannelsen av selve planeten. Saken i pre-satellittskivene ble gjentatte ganger fornyet før et relativt stabilt satellittsystem kunne dannes. I følge modellberegninger er massene av pre-satellittskiver lik massen til planeten, noe som er tilstrekkelig for dannelsen av satellittsystemer av gigantiske planeter. Systemet med vanlige satellitter til Jupiter er delt inn i to grupper: silikat og vann-silikat. Forskjeller i kjemi. sammensetningen av månene viser at unge Jupiter var varm. Oppvarming kan gis ved frigjøring av tyngdekraften. energi under gassakresjon. I systemet av satellitter av Saturn, som hovedsakelig består fra is er det ingen inndeling i to grupper, noe som er assosiert med en lavere temperatur i nærheten av Saturn, hvor vann kan kondensere. Opprinnelsen til de uregelmessige satellittene til Jupiter, Saturn og Neptun, dvs. satellitter med omvendt bevegelse, så vel som små eksterne. Neptuns satellitt, som har direkte bevegelse i en langstrakt bane, forklares med fangst. De sakte roterende planetene (Merkur og Venus) har ingen satellitter. De opplevde tilsynelatende tidevannsbremsing fra planeten og falt til slutt ned på den. Effekten av tidevannsbremsing manifesterte seg også i Jorden - Månen og Pluto - Charon-systemene, hvor satellittene, som danner et dobbeltsystem med planeten, alltid er vendt mot planeten av samme halvkule.

Månens opprinnelse er oftest assosiert med dens dannelse i bane nær jorden, men usannsynlige hypoteser om jordens fangst av den ferdige månen og separasjonen av månen fra jorden fortsetter å bli diskutert. En kompromisshypotese er også under utvikling, som forbinder utseendet til en massiv nær-jorden pre-satellittskive med en gigantisk utstøting av materie forårsaket av kollisjonen av proto-jorden med en stor kropp (med dimensjoner i størrelsesorden Merkur eller til og med Mars). Ifølge beregninger kan et system med flere dannes fra en massiv satellittsverm. store satellitter, hvis baner utviklet seg med forskjellige hastigheter under påvirkning av tidevannsfriksjon, og til slutt fusjonerte satellittene til ett legeme - Månen.

Kosmokjemiske aspekter (utvikling av sammensetning). Basert på fysisk-kjemisk Studier av de tidlige stadiene av SS-evolusjonen inkluderer data om sammensetningen av interstellart og interplanetarisk støv, planeter og deres atmosfærer, asteroider og kometer. Et spesielt sted tilhører laboratoriet. studier av meteoritter - prøver av asteroidalt stoff. Stoffet som kom inn i kroppene til SS gjennomgikk gjentatte fysisk-kjemiske tester. prosessering og har stort sett mistet minnet om de tidlige stadiene av evolusjonen. Imidlertid har avd. SS-legemer inneholder et stoff som lagrer denne eller den informasjonen i form av reliktmineralfraksjoner, inneslutninger osv. Prøver av slike stoffer brukes som "kosmokronometre", "kosmotermometre", "kosmobarometre".

Chem. Sammensetningen av den primære preplanetariske skiven antas vanligvis å være nær solen («middelkosmisk»). I primærskiven utgjorde gass (hovedsakelig hydrogen og helium) 98-99 % av den totale massen. Støv (ferromagnesiske silikater og aluminosilikater i den indre delen av skiven, som ble tilsatt is i den ytre delen) spilte i utgangspunktet en sekundær rolle. Under dannelsen og utviklingen av den preplanetariske skiven skjedde det endringer i den elementære og isotopiske sammensetningen av de gassformige og kondenserte komponentene, og forskjellige utvekslinger mellom disse to grunnleggende elementene skjedde. tanker. Ifølge modeller, under dannelsen av en disk i nærheten nærmest solen interstellart støv Under akkresjon fordampet den og først etter delvis avkjøling av gassen skjedde det en rekondensering av ildfaste og moderat ildfaste forbindelser. I ext. I SS-sonen kan sammensetningen av primærlegemene inkludere en interstellar støvkomponent. Lab. analyser av prøver maks. primitive karbonholdige kondritter indikerer tilstedeværelsen i dem av et stoff som i sin elementære, isotopiske og mineralske sammensetning ligner interstellart støv. Generelt viser bestemmelser av den isotopiske sammensetningen av terrestriske og måneprøver, meteoritter og interplanetært støv relative homogenitet, og derfor god blanding av basen. masse av protoplanetarisk materie. Dette er et sterkt argument for dannelsen av den preplanetariske skiven og Solen i en enkelt prosess. Dermed kan alderen etablert for Jorden, Månen og de eldste meteorittene på 4,5-4,6 milliarder år betraktes som SS-alderen. Samtidig endret den isotopiske sammensetningen av de gassformige og kondenserte komponentene seg utvilsomt under dannelsen av skiven og deretter under dannelsen av planeter. Tolkning av variasjoner i innholdet i avd. isotoper i prøver av utenomjordisk materie er ofte tvetydige og avhenger av valget av dynamikk. modeller. Det er imidlertid viktig at funnene av datterprodukter av nedbrytning av kortlivede isotoper osv. gjør det mulig å få anslag på varigheten av individuelle tidlige stadier. De oppnådde estimatene, basert på en rekke isotopiske systemer, inkludert utdødde kortlivede systemer, motsier ikke dynamikken. estimater av varigheten av stadiene av planetdannelse (år).

Det indre av de største primærlegemene ble oppvarmet til 300-700 K, og noen ganger til 1000-1500 K, noe som er tilstrekkelig for delvis og fullstendig smelting. Dette er bevist av representanter for spesielle klasser av meteoritter, sammensetning og fysiske egenskaper. hvis egenskaper indikerer at deres overordnede kropper har gått gjennom stadiene med oppvarming og differensiering av materie. Årsakene til oppvarmingen er ikke helt klare. Kanskje var det assosiert med frigjøring av varme under forfallet av kortvarige radioakter. isotoper; skapninger oppvarming kan gis ved gjensidige kollisjoner.

Restriksjoner på naturen til prosessene i den tidlige SS ble oppnådd ved å studere prøver av utenomjordisk materie som interagerte med galaktiske stjerner. og sol kosmiske stråler. Dermed studiet av korn av meteorittmateriale bestrålt av solenergiens kosmiske partikler. stråler, tillot oss å konkludere med at ved dannelsen av protoplaneter i den terrestriske gruppesonen, var gass hovedsakelig var allerede tapt. Dette er et viktig argument til fordel for ideen om at atmosfærene til Jorden, Venus og Mars er sekundære.

Opprinnelig tilstand og utvikling av planeter. Som et resultat av kollisjoner av voksende planeter med kropper 100-1000 km store, ble protoplaneter erfart. oppvarming, avgassing og differensiering av undergrunnen. Isotopanalyse (basert på uran- og blyisotoper) indikerer tidlig dannelse av jordens kjerne. Dens viktigste massen ble sannsynligvis dannet for mer enn 4 milliarder år siden, det vil si i de første hundrevis av millioner årene av jordens eksistens. Den eldgamle naturen til overflatene til Merkur og Månen og en rekke indirekte data om strukturen til Mars og Venus motsier ikke konseptet om den tidlige dannelsen av kjernene til de terrestriske planetene. Data om den mulige sammensetningen av planetene indikerer at dannelsen av kjernene til de terrestriske planetene skjedde som et resultat av separasjonen av jernrik smelte fra silikater. Den fysiske kjemien i prosessen med å separere jernsmelten og senke den til midten av planeten er ikke studert tilstrekkelig. Oppvarmingen av planetene under deres vekst ble ledsaget av frigjøring av flyktige komponenter inneholdt i saken om de fallende planetesimalene. Når det gjelder jorden, kondenserte vanndamp inn i vannet i de opprinnelige bassengene, og gassene dannet atmosfæren. I følge isotopanalyse (basert på isotoper av jod og xenon), grunnleggende. Massen av jordens atmosfære hadde samlet seg da planetens vekst var fullført. Sammensetningen av den eldgamle atmosfæren er fortsatt dårlig kjent.

Kjemisk prosess stratifisering av jordens indre skjer i vår tid. Lys smelter i form av magma som stiger opp fra mantelen til jordskorpen. De setter seg delvis fast og fryser inne i jordskorpen, og bryter delvis gjennom skorpen og renner ut i form av lava under en vulkan. utbrudd. Storskala bevegelser av materie i undergrunnen forårsaket av termisk konveksjon og kjemi. differensiering, manifesterer seg i form av stigninger og fall av store områder av overflaten, bevegelse litosfæriske plater, der jordskorpen er dissekert, i form av prosesser med vulkanisme og fjellbygging, samt jordskjelv (se. Seismologi). Om moderne for strukturen til planetens indre, se art. Planeter og satellitter.

Litt.: Protostars and planets, v, 1-2, Tucson, 1978-85; Safronov V, S., Vityazev A. V., Origin of the Solar System, i boken: Results of Science and Technology, ser. Astronomia, t., 24, M., 1983. A. V. Vityazev.

Fysisk leksikon. I 5 bind. - M.: Sovjetisk leksikon. Ansvarlig redaktør A. M. Prokhorov. 1988 .

Introduksjon

Solsystemet består av et sentralt himmellegeme - stjernen til Solen, 9 store planeter som går i bane rundt den, deres satellitter, mange små planeter - asteroider, mange kometer og det interplanetære mediet. De store planetene er ordnet i rekkefølge etter avstand fra solen som følger: Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto. Et av de viktige spørsmålene knyttet til studiet av planetsystemet vårt er problemet med opprinnelsen. Løsningen på dette problemet har naturvitenskapelig, ideologisk og filosofisk betydning. I århundrer og til og med årtusener har forskere forsøkt å finne ut fortiden, nåtiden og fremtiden til universet, inkludert solsystemet.

Punkt studerer dette verket: Solsystemet, dets opprinnelse.

Målet med arbeidet: studie av strukturen og funksjonene til solsystemet, karakterisering av opprinnelsen.

Jobbmål: vurdere mulige hypoteser for opprinnelsen til solsystemet, karakterisere objektene til solsystemet, vurdere strukturen til solsystemet.

Arbeidets relevans: det antas for tiden at solsystemet er ganske godt studert og blottet for alvorlige hemmeligheter. Imidlertid er det ennå ikke opprettet grener av fysikk som gjør det mulig å beskrive prosessene som skjer umiddelbart etter Big Bang, ingenting kan sies om årsakene som ga opphav til det, og det gjenstår fullstendig usikkerhet angående den fysiske naturen til mørk materie. Solsystemet er vårt hjem, så det er nødvendig å være interessert i dets struktur, dets historie og utsikter.

Opprinnelsen til solsystemet

Hypoteser om opprinnelsen til solsystemet

Vitenskapshistorien kjenner til mange hypoteser om opprinnelsen til solsystemet. Disse hypotesene dukket opp før mange viktige mønstre i solsystemet ble kjent. Betydningen av de første hypotesene er at de forsøkte å forklare opprinnelsen himmellegemer som et resultat av en naturlig prosess snarere enn en handling av guddommelig skapelse. I tillegg inneholdt noen tidlige hypoteser riktige ideer om opprinnelsen til himmellegemer.

I vår tid er det to hovedvitenskapelige teorier om universets opprinnelse. I følge steady state-teorien har materie, energi, rom og tid alltid eksistert. Men spørsmålet melder seg umiddelbart: hvorfor er ingen nå i stand til å skape materie og energi?

Den mest populære teorien om universets opprinnelse, støttet av de fleste teoretikere, er big bang-teorien.

Big Bang-teorien ble foreslått på 20-tallet av det 20. århundre av forskerne Friedman og Lemaitre. I følge denne teorien var universet vårt en gang en uendelig liten klump, supertett og oppvarmet til svært høye temperaturer. Denne ustabile formasjonen eksploderte plutselig, rommet utvidet seg raskt, og temperaturen på de flygende høyenergipartiklene begynte å synke. Etter omtrent den første millionen år ble hydrogen- og heliumatomene stabile. Under påvirkning av tyngdekraften begynte materieskyer å konsentrere seg. Som et resultat ble det dannet galakser, stjerner og andre himmellegemer. Stjernene eldes, supernovaer eksploderte, hvoretter tyngre grunnstoffer dukket opp. De dannet stjerner av en senere generasjon, for eksempel vår sol. Som bevis på at et stort smell skjedde på en gang, snakker de om det røde skiftet av lys fra objekter som befinner seg på store avstander og mikrobølgebakgrunnsstråling.

Faktisk er forklaringen på hvordan og hvor det hele startet fortsatt seriøst problem. Eller det var ingenting som alt kunne begynne fra - ingen vakuum, ingen støv, ingen tid. Eller noe eksisterte, i så fall krever det en forklaring.

Et stort problem med Big Bang-teorien er hvordan den antatte primordiale høyenergistrålingen kunne ha blitt spredt i forskjellige retninger og kombinert til strukturer som stjerner, galakser og galaksehoper. Denne teorien antar tilstedeværelsen av ytterligere massekilder som gir de tilsvarende verdiene til den attraktive kraften. Saken som aldri ble oppdaget ble kalt Cold Dark Matter. For at galakser skal dannes, må slik materie utgjøre 95-99 % av universet.

Kant utviklet en hypotese om at det kosmiske rommet til å begynne med var fylt med materie i en tilstand av kaos. Under påvirkning av tiltrekning og frastøtelse endret materie seg over tid til mer forskjellige former. Elementer med større tetthet, i henhold til loven om universell gravitasjon, tiltrakk seg mindre tette, som et resultat av at det ble dannet separate klumper av materie. Under påvirkning av frastøtende krefter ble den rettlinjede bevegelsen av partikler mot tyngdepunktet erstattet av en sirkulær. Som et resultat av kollisjonen av partikler rundt individuelle klumper, ble det dannet planetsystemer.

En helt annen hypotese om opprinnelsen til planetene ble presentert av Laplace. På et tidlig stadium av utviklingen var solen en enorm, sakte roterende tåke. Under påvirkning av tyngdekraften trakk proto-solen seg sammen og fikk en oblatet form. Så snart tyngdekraften ved ekvator ble balansert av treghetsentrifugalkraften, ble en gigantisk ring skilt fra proto-solen, som avkjølte og brøt i separate klumper. Fra dem ble planetene dannet. Denne ringseparasjonen skjedde flere ganger. Satellittene til planetene ble dannet på lignende måte. Laplaces hypotese var ikke i stand til å forklare omfordelingen av momentum mellom solen og planetene. For denne og andre hypoteser i henhold til hvilke planeter dannes av varm gass, er snublesteinen følgende: en planet kan ikke dannes fra varm gass, siden denne gassen ekspanderer veldig raskt og forsvinner i rommet.

Arbeidene til vår landsmann Schmidt spilte en stor rolle i å utvikle syn på opprinnelsen til planetsystemet. Hans teori er basert på to antakelser: planetene dannet av en kald sky av gass og støv; denne skyen ble fanget av solen da den kretset rundt sentrum av galaksen. Basert på disse antakelsene var det mulig å forklare noen mønstre i strukturen til solsystemet - fordelingen av planeter etter avstand fra solen, rotasjon, etc.

Det var mange hypoteser, men mens hver av dem forklarte en del av forskningen godt, forklarte den ikke den andre delen. Når man utvikler en kosmogonisk hypotese, er det først nødvendig å løse spørsmålet: hvor kom saken fra som planetene til slutt ble dannet fra? Det er tre mulige alternativer her:

1. Planeter er dannet av samme gass- og støvsky som Solen (I. Kant).

2. Skyen som planetene ble dannet av, fanges opp av solen under sin revolusjon rundt sentrum av galaksen (O.Yu. Schmidt).

3. Denne skyen skilte seg fra solen under utviklingen (P. Laplace, D. Jeans, etc.)

Og utallige små meteorpartikler og støvpartikler. Ni planeter hovedsatellittene til Solen, men deres totale masse er 743 ganger mindre. Den totale massen til alle andre små kropper i solsystemet, inkludert skyen av kometer, er .

Siden solen er et av spørsmålene om dets opprinnelse og utvikling vurderes i teorien, og i studiet av solsystemets opprinnelse er det mest interessante spørsmålet dannelsen av planeter, spesielt jorden. Avklaring av jordens opprinnelse og utvikling er av stor grunnleggende og praktisk betydning.

Det gjøres forsøk på å søke etter planetsystemer rundt stjernene nærmest oss (se). I samsvar med moderne ideer om stjerner med planetsystemer kan utgjøre en mellomklasse mellom enkelt- og dobbeltstjerner. Det er mulig at strukturen til planetsystemer og metodene for deres dannelse kan være svært forskjellige. Strukturen til solsystemet har en rekke mønstre som indikerer felles dannelse av alle planetene og solen i en enkelt prosess.

Slike mønstre er: bevegelsen av alle planeter i én retning langs en elliptisk. baner som ligger nesten i samme plan; rotasjon av solen i samme retning rundt en akse nær vinkelrett på det sentrale planet til planetsystemet; rotasjon i samme retning som de fleste planeter (med unntak av Venus, som roterer veldig sakte i motsatt retning, og Uranus, som roterer som om den ligger på siden); rotasjonen av de fleste av planetenes satellitter i samme retning; en naturlig økning i avstandene til planeter fra solen; inndeling av planeter i beslektede grupper som er forskjellige i masse, kjemi. sammensetningen og antallet satellitter (en gruppe jordiske planeter nær solen og gigantiske planeter langt fra solen, også delt inn i to grupper); tilstedeværelsen av et belte med mindre planeter mellom banene til Mars og Jupiter.

2. Utvikling av planetarisk kosmogoni

I 1775, tysk. vitenskapsmannen I. Kant prøvde å forklare den ensartede naturen til planetenes bevegelse ved at de dannes fra spredt materie (støvsky), og strekker seg til moderne tiders grenser. planetsystemet og kretser rundt solen.

I 1796 franskmennene. vitenskapsmann P. Laplace la frem en hypotese om dannelsen av solen og hele solsystemet fra en sammentrekkende gasståke. Ifølge Laplace ble en del av det gassformige stoffet skilt fra den sentrale koagel under påvirkning av sentrifugalkraften som økte under kompresjon, som følger av loven om bevaring av vinkelmomentum. Dette stoffet fungerte som materiale for dannelsen av planeter. Både Kant og Laplace vurderte dannelsen av planeter fra spredt materie, og derfor snakker de ofte om den enhetlige Kant-Laplace-hypotesen. Laplaces hypotese har dominert vitenskapsfolks sinn i lang tid, men vanskelighetene den møtte, spesielt når det gjaldt å forklare tregheten i moderne tid. rotasjon av solen, tvang astronomer til å vende seg til andre hypoteser. På slutten av 1800-tallet. Amer-hypotesen dukket opp. forskerne F. Multon og T. Chamberlain om dannelsen av planeter fra små faste partikler, som de kalte planetesimaler. De trodde feilaktig at planetesimaler som kretser rundt solen kunne ha oppstått ved å størkne materie som ble kastet ut av solen i form av enorme prominenser. (Slik dannelse av planetesimaler er i strid med loven om bevaring av vinkelmomentum.) Samtidig skisserte planetesimalhypotesen riktig mange trekk ved prosessen med planetdannelse. På 20-30-tallet. Det 20. århundre Den engelske hypotesen var viden kjent. astronomen J. Jeans, som mente at planetene ble dannet av materie revet ut av solen av tyngdekraften til en forbipasserende stjerne. Men på slutten av 30-tallet. Det viste seg at Jeans-hypotesen ikke er i stand til å forklare planetsystemets enorme størrelse. For å fange materie fra Solen, måtte stjernen fly veldig nær den, og i dette tilfellet måtte denne materien og planetene som oppsto fra den sirkle i umiddelbar nærhet av Solen. I tillegg ville det utkastede materialet være ganske varmt, så det ville spre seg ut i verdensrommet i stedet for å samle seg til planeter. Etter sammenbruddet av Jeans-hypotesen, vendte planetarisk kosmogoni tilbake til den klassiske. ideer til Kant og Laplace om dannelsen av planeter fra spredt materie.

I 1943 O.Yu. Schmidt fremmet ideen om akkumulering av planeter fra en sverm av kalde kropper og partikler, som ifølge ideene hans ble fanget av solen. I motsetning til tidligere kosmogonikk. hypoteser som vurderte dannelsen av planeter fra varme gassklumper, ifølge Schmidts hypotese, ble jorden dannet av kalde faste stoffer og var først relativt kald.

Schmidt mente at spørsmålene om opprinnelsen til den preplanetariske skyen, dannelsen av planeter og deres utvikling til en viss grad kan vurderes uavhengig. Arbeidene til Schmidt og en rekke andre sovjetiske forskere (LE Gurevich, A.I. Lebedinsky, B.Yu. Levin, V.S. Safronov) klargjorde det grunnleggende. trekk ved utviklingen av den protoplanetariske skyen og prosessen med planetdannelse.

Hele prosessen kan deles inn i to stadier. På den første fasen ble mange "mellomliggende" kropper hundrevis av kilometer store dannet av støvkomponenten i skyen. Denne prosessen kan gå på følgende måte. I en roterende gassstøvsky falt støv, under påvirkning av tyngdekraften, til sentralplanet, noe som førte til dannelsen av en støvunderskive; når støvlaget når kritisk. tetthet som et resultat brøt underdisken opp i mange støvkonsentrasjoner; kollisjoner av kondenser forårsaket foreningen og komprimeringen av de fleste av dem og dannelsen av kompakte kropper av asteroidestørrelser. På det andre stadiet akkumulerte planeter fra en sverm av "mellomliggende" kropper og fra rusk. Først beveget kroppene seg i sirkulære baner i planet til støvlaget som fødte dem. De vokste, smeltet sammen med hverandre og øser opp det omkringliggende spredte stoffet - restene av "primært" støv og rusk dannet under kollisjoner av "mellomliggende" kropper med høy relativ hastighet. Gravitasjonsvekselvirkningen mellom "mellomliggende" legemer, som intensiverte etter hvert som de vokste, endret gradvis banene sine, og økte gjennomsnittsverdien. eksentrisitet og jfr. helling til diskens midtplan. De kroppene som brast frem under vekstprosessen viste seg å være embryoene til fremtidige planeter. Når mange kropper ble forent til planeter, ble de individuelle bevegelsene til individuelle kropper gjennomsnittet, og derfor viste banene til planetene seg å være nesten sirkulære og koplanære. De største planetene - Jupiter og Saturn - på grunnlag. stadier av akkumulering inkludert ikke bare faste stoffer, men også gasser. Analyse av prosessen med akkumulering av planeter fra en sverm av solide kropper tillot Schmidt og hans tilhengere å vise veien til en forklaring på den direkte rotasjonen av planeter og loven om planetavstander.

Et av de viktigste eksperimentelle argumentene til fordel for dannelsen av jordiske planeter ikke fra gass eller gass-støvklumper, men gjennom akkumulering av fenomener med fast stoff. det er et stort underskudd på jorden, så vel som på Venus og Mars, av tunge inerte gasser Ne, Ar (med unntak av den radiogene isotopen 40 Ar), Kr og Xe sammenlignet med deres sol- og kosmiske motstykker. .

En studie av prosessen med akkumulering av jordiske planeter viste at nesten alt det faste stoffet fra dannelsessonen til disse planetene var inkludert i deres sammensetning, og bare en ubetydelig brøkdel ble kastet ut fra denne gravitasjonssonen. forstyrrelser av voksende planeter. Mengden fast stoff som ble kastet ut fra sonen til de gigantiske planetene var større, men oversteg ikke massen til selve planetene. Dette er et fenomen. et sterkt argument for det Total vekt protoplanetarisk sky var bare noen få. % av .

Et spesielt problem som fungerte som en prøvestein for mange kosmogonister. hypoteser, gjensto problemet med vinkelmomentfordeling i solsystemet: selv om massen til planetene er mindre enn 1 % av solens masse, inneholder deres banebevegelse mer enn 98 % av det totale vinkelmomentet til hele solsystemet .

På 60-tallet Det 20. århundre De første omtrentlige mengdene dukket opp. teori om felles dannelse av Solen og en protoplanetær sky (F. Hoyle, Storbritannia, 1960; A. Cameron, USA, 1962; E. Schatzman, Frankrike, 1967). I disse teoriene, i en eller annen form, ble separasjonen av materie fra den kontraherende protosunen på grunn av begynnelsen av rotasjonen vurdert. ustabilitet (når sentrifugalkraften og tiltrekningskraften utjevnes ved ekvator).

Hoyle og Schatzman forsøkte å vise ved beregninger at den protoplanetære skyen hadde en minste tillatt masse. For å forklare fordelingen av vinkelmomentum mellom solen og planetene, brukte Hoyle interessant idé Svensk astrofysiker H. Alfven om muligheten for magnetisk kobling mellom den roterende solen og det ioniserte stoffet i den protoplanetariske skyen, takket være hvilken solen kan overføre momentum til nærliggende deler av den protoplanetariske skyen. Ved større avstander, hvor magnetfeltet er svekket, ble overføringen av materie og momentum utført, etter hans mening, ved hjelp av. Disse ideene brukes også i moderne modeller dannelsen av solsystemet.

Langsomhet av rotasjon moderne. Shatsman forklarte solen med tapet av en viss del av stoffet fra overflaten av solen, som skjedde etter transformasjonen av proto-solen til solen. Det ioniserte stoffet som flyr bort fortsetter å samhandle med magneten opp til store avstander. feltet til den roterende solen og får dette middelet. momentum, som bærer med seg. Denne forklaringen på solens langsomme rotasjon anses som den mest sannsynlige.

Cameron i sine arbeider på 60-tallet. antok at solsystemet oppsto som et resultat av komprimeringen (sammenbruddet) av en interstellar sky med en masse på , og utviklet teorien om utviklingen av en slik sky, og gikk forbi vanskelighetene man møter i stillhet. Den massive protoplanetariske skyen som skilte seg fra protosolen må ha blitt ytterligere oppvarmet som et resultat av frigjøringen da den ble komprimert mot sentralplanet. I dette tilfellet skulle alt stoffet i skyen ha gått over i gassfasen. Da den protoplanetariske skyen deretter avkjølte seg, burde kondensering ha oppstått i den først av de minst flyktige, dvs. de mest ildfaste stoffene, og deretter mer og mer flyktige. I senere arbeider betraktet Cameron en protoplanetær sky med moderat masse, for hvilken den opprinnelige temperaturen i sonen for dannelse av jordiske planeter og meteoritter bare burde vært noen få. hundrevis o C. I det mest generelle tilfellet, "en sky med lav masse, bør temperaturen være enda lavere. Konsekvensene som oppstår fra disse ideene ble testet når man analyserte stoffet til meteoritter.

Siden 70-tallet. Det 20. århundre Laboratorieanalyser av meteoritter, som gjennom historien ikke ble utsatt for sterk oppvarming, indikerte tilstedeværelsen i dem av et stoff som tilsynelatende minner om. Hans tilstedeværelse i mengde er minst flere. % er ikke lenger i tvil. I følge D. Clayton (USA, 1978) var nesten alt støvet i den primære protoplanetære skyen av interstellar opprinnelse.

Bestemmelser av isotopsammensetningen til terrestriske prøver og meteoritter, så vel som måneprøver, viste sin høye homogenitet (med unntak av spor av isotopfraksjonering under dannelsen av individuelle prøver). Dette indikerer god blanding av basen. masse av protoplanetarisk materie. Imidlertid indikerer en rekke påviste isotopiske anomalier i visse meteoritter at den protoplanetære skyen inneholdt deler av stoffet som ikke var blandet med hovedstoffet. masse av materie. Tilsynelatende var det ingen fullstendig fordampning av interstellart støv i den protoplanetariske skyen, i så fall ville forskjellene i isotopsammensetningen blitt jevnet ut. Tilbake i 1960 avslørte studier av den isotopiske sammensetningen av Xe fra meteoritter tilstedeværelsen i den av et datterforfallsprodukt - den kortlivede radioaktive isotopen 129 I, og i 1965 - forfallsprodukter av 244 Pu (henholdsvis halveringstid og år). ). Tilstedeværelsen av gassformige kjemiske inerte nedbrytningsprodukter viser at det en tid etter nukleosyntesen av disse isotopene dannet seg en fast fase, hvor forfallet av den gjenværende delen av disse isotopene skjedde. En av de viktigste prosessene nukleosyntese og den eneste synteseprosessen av Pu yavl. eksplosjoner Oppstod naturlig. antakelsen om at kort tid før kompresjonen av den interstellare gass-støvskyen, som førte til dannelsen av en protosun med en protoplanetarisk skive, skjedde en supernovaeksplosjon i nærheten, og injiserte ferske nukleosynteseprodukter inn i skyen. Tilstedeværelsen av forfallsprodukter av 129 I og 244 Pu isotopene i meteoritter ble tolket som en indikasjon på at det bare gikk noen få år mellom supernovaeksplosjonen og dannelsen av fast meteorittstoff. halveringstider, dvs. tid ~ 10 7 -10 8 år. Denne tidsperioden, kalt formasjonsintervallet, ble redusert til 10 6 -10 7 år, da det var mulig å identifisere i en rekke meteoritter tilstedeværelsen av forfallsprodukter av enda kortere levetid isotoper - 26 Al og 107 Pd (halvparten -liv på år).

Hvis vi går ut fra ideen om bevaring av interstellare støvkorn, mister begrepet "formasjonsintervall" sin betydning. Kondensering av fast stoff og dannelsen av støvkorn begynner på ekspansjonsstadiet av produktene fra en supernovaeksplosjon, og mengden av forfallsprodukter av kortlivede isotoper som er tilstede i meteorittstoff, avhenger av andelen ferskt støv som injiseres i interstellaren sky enten før dens kompresjon (kollaps) eller inn i den allerede dannede preplanetariske skyen. Cameron og S. Truran (USA, 1970) foreslo at eksplosjonen av en nærliggende supernova ikke bare injiserte fersk materie inn i protosoltåken, men også bidro til dens kompresjon.

Prestasjoner av astrofysikk og planetologi på 70-tallet. 20. århundre: første kollapsberegninger som tar hensyn til rotasjonen av kollapsende protostjerner; studie av moderne områder stjernedannelse i galaksen; fotografier av overflatene til planetene i solsystemet og deres satellitter, fylt med nedslagskratere, viser tydelig riktigheten av det generelle grunnlaget for moderne vitenskap. teorier om planetdannelse.

Sammen med forskning som bestemmer den generelle utviklingslinjen for planetarisk kosmogoni, er det ideer som ikke er allment anerkjent. Altså, Alven har utviklet seg siden 40-tallet. Det 20. århundre hypotesen om at dannelsen av et planetsystem i alle stadier ble bestemt hovedsakelig av elektromagnetisk krefter. For dette måtte den unge solen ha et veldig sterkt magnetfelt. et felt som er tusenvis av ganger sterkere enn det moderne. Gassene fra den interstellare skyen, som falt mot solen under påvirkning av dens tyngdekraft, ble gradvis ionisert og etter hvert som deres fall akselererte under påvirkning av magnetisme. Solens felt beveget seg fra å falle til å rotere rundt solen. Metaller og andre stoffer med lavt potensial bør være de første som blir ionisert i store avstander fra Solen, og hydrogen bør være de siste som blir ionisert nærmest Solen. Chem. sammensetningen av planetene gir et omvendt bilde av fordelingen av hydrogen og tyngre grunnstoffer. Som et resultat av dette og kunstigheten av en rekke andre antakelser, har Alfvens hypotese nesten ingen tilhengere.

Engelsk vitenskapsmann M. Wulfson på 60-70-tallet. Det 20. århundre prøvde å utvikle en hypotese der Solens anskaffelse av protoplanetarisk materie ble forklart med en kombinasjon av tidevannspåvirkning og fangst: Solen fanget materieklumper revet ut av tyngdekraften fra en sjeldne protostjerne som fløy forbi. I likhet med Jeans-hypotesen har denne ordningen mange svakheter og er ikke populær.

3. Nåværende tilstand av planetarisk kosmogoni:
Dannelse av sola og protoplanetarisk sky

Data akkumulert av astrofysikk indikerer at stjerner, inkl. og stjerner av soltypen dannes i gass-støvkomplekser med en masse på . Et eksempel på et slikt kompleks er den berømte Orion-tåken, hvor stjerner fortsetter å dannes. Tilsynelatende ble solen dannet med en gruppe stjerner under en kompleks prosess med kompresjon og fragmentering av en så massiv tåke.

En massiv sky som har begynt å komprimere og deltar i den generelle rotasjonen av Galaxy kan ikke komprimeres til en høy tetthet på grunn av det store dreiemomentet. Derfor har den en tendens til å bryte opp i separate fragmenter. En del av rotasjonsmomentet overføres til momentet for relativ bevegelse av fragmentene. Prosessen med sekvensiell fragmentering, ledsaget av tilfeldige (turbulente) bevegelser, sjokkbølger, magnetisk sammenfiltring. felt, tidevannsinteraksjon av fragmenter, er kompleks og langt fra tilstrekkelig forstått. Imidlertid utviklingen av et isolert fragment som har masse og ikke har et veldig stort startmoment av rotasjon K (), kan allerede spores ved datamaskinberegninger. Beregninger viser at i et høyt rotasjonsøyeblikk, i stedet for en protostjerne, kan det dukke opp en ustabil ring som brytes i fragmenter. På denne måten kan flere stjerner dannes. Til en mye lavere verdi K dannelsen av en enkelt stjerne er mer sannsynlig. På 80-tallet Det 20. århundre Detaljerte beregninger har dukket opp på dannelsen av en flat gass-støvskive nær en kontraherende protostjerne (Sol). I ekvatorialområdet til en kontraherende protostjerne bør det være en region med intens omfordeling av vinkelmomentum. I tilfelle av effektiv turbulens forårsaket av den pågående akkresjonen av gass, blir alle nye deler av stoffet med overflødig fart ført utover, og danner en roterende gassstøvskive. Noe av saken fra det kontraherende skallet samler seg direkte på disken. Det er mulig at, avhengig av startforholdene i tåken, påvirkningen fra nabofragmenter, samt nye og supernovastjerner som eksploderer i nærheten, kan massene og størrelsene til de resulterende skivene variere mye. En viktig rolle i den tidlige utviklingen av slike disker spilles av aktiviteten til den unge stjernen - dens røntgenstråling. og UV-områder, total lysstyrke og intensitet. Det er bevis for at røntgen. og UV-strålingen til unge solmassestjerner kan være størrelsesordener høyere enn intensiteten til kortbølget stråling i dag. Sol. Ved å bruke ligningene til hydrodynamikk ble det bygget modeller av en gassstøvskive som roterte rundt en slik aktiv sol. I følge disse modellene synker temperaturen i skivens midtplan med avstanden fra solen som r -1 -r-1/2, som utgjør 300-400 K på avstand r=1 a.u. og bare titalls kelvin per AU. Ext. sjeldne lag av skiven kunne varmes opp av kortbølget stråling fra solen til svært høye temperaturer, noe som førte til tap av gass (spredningen av den i det interstellare rommet). Denne prosessen ble også forenklet av den intense solvinden. Strukturen til de indre, kjøligere områdene av disken reflekteres imidlertid godt av modellen som ligger til grunn for forskningen til Schmidt og hans samarbeidspartnere.

Prosessen med dannelse av planeter og deres satellitter

Ved modellering av individuelle stadier av utviklingen av en protoplanetarisk sky og dannelsen av planeter (fig.), legges det stor vekt på den innledende fasen - nedstigningen av støvkorn i det sentrale planet av disken og at de holder seg sammen under forholdene til den preplanetariske skyen. Tidspunktet for deres nedstigning og dannelsen av en flat støvskive avhenger av veksthastigheten til støvkorn. Den påfølgende oppløsningen av støvskiven, dannelsen av støvkondensasjoner og deres transformasjon til en sverm av kompakte asteroidestørrelser med kosmogoniske dimensjoner. synspunkt var veldig raskt (0,15) de akkumulerende kroppene smelter sammen til en enkelt stjerneformet satellitt av solen. Dette er nok en bekreftelse på riktigheten av modellen til en preplanetarisk sky med lav masse. Numerisk modellering, i prinsippet, gjør det mulig å samtidig bestemme fordeling av masser og fordeling av hastigheter til preplanetære legemer. Men vanskeligheten med å ta hensyn til gravitasjonsinteraksjonen til mange legemer i lang tid tillot ikke å oppnå pålitelige resultater.Nylig utførte J. Wetherill (USA) svært arbeidskrevende beregninger av dynamikken til en sverm av kropper i "matingssonen" til de terrestriske planetene, som bekreftet både arten av hastighetsfordelingen på det siste stadiet av planetarisk vekst, og jordens akkumuleringstid (~ 10 8 år), tidligere estimert ved analytiske metoder. Prosessen med dannelse av terrestriske planeter er allerede sporet i tilstrekkelig detalj. Avstandene mellom planetene, deres masser, perioder med deres egen rotasjon og aksiale helninger er i tilfredsstillende samsvar med observasjoner vha. den numeriske modelleringsmetoden oppnådd. Dannelsen av gigantiske planeter var mer kompleks, og mange av dens detaljer gjenstår å bli belyst. Det er to hypoteser om dannelsesbanen til Jupiter og Saturn, som inneholder mye hydrogen og helium (i sammensetningen er de nærmere solen enn andre planeter). Den første hypotesen ("sammentrekning") forklarer "solsammensetningen" til de gigantiske planetene ved at massive gass-støvkonsentrasjoner - protoplaneter - ble dannet i den protoplanetariske skiven med stor masse - protoplaneter, som deretter ble gravitasjonsisert. kompresjoner ble til gigantiske planeter. Denne hypotesen forklarer ikke fjerningen fra solsystemet av store overskudd av materie som ikke var inkludert i planetene, så vel som årsakene til forskjellen i sammensetningen av Jupiter og Saturn fra solsystemet (Saturn inneholder flere tunge kjemiske elementer enn Jupiter, som igjen inneholder dem relativt mer enn solen). I følge den andre hypotesen ("akkresjon") skjedde dannelsen av Jupiter og Saturn i to stadier. På den første, som varte ca. år fra Jupiter-regionen og år i Saturn-regionen, skjedde akkumuleringen av faste kropper på samme måte som i området til de terrestriske planetene. Da de største likene nådde kritikalitet. masse (omtrent to jordmasser), begynte det andre trinnet - gass på disse kroppene, som varte i minst 10 5 -10 6 år. På det første stadiet forsvant en del av gassen fra Jupiter-regionen, og sammensetningen viste seg å være forskjellig fra solenergien; Dette var enda tydeligere i Saturn. På akkresjonsstadiet nådde den høyeste temperaturen i de ytre lagene av Jupiter 5000 K, og for Saturn - ca. 2000 K. Så. Jupiters oppvarming av omgivelsene bestemte silikatsammensetningen til de nære satellittene. I følge kontraksjonshypotesen hadde gigantplanetene på et tidlig stadium også høye temperaturer, men dynamikken i prosessene innenfor rammen av akkresjonshypotesen er mer berettiget. Dannelsen av Uranus og Neptun, som inneholder bare 10-20% H og He, er også bedre forklart av den andre hypotesen. Innen de når kritiske. masse (over en periode på ~ 10 8 år), har det meste av gassen allerede forlatt solsystemet.

Små kropper av solsystemet - og - er restene av en sverm av "mellomliggende" kropper. Asteroider er steinete indre kropper. circumsolar sone, kometer er steinete islegemer i sonen til gigantiske planeter. Massene til de gigantiske planetene, selv før deres vekst var fullført, ble så store at tiltrekningen deres begynte å endre banene til små kropper som fløy forbi dem i stor grad. Som et resultat fikk noen av dem svært langstrakte baner, inkl. og baner som strekker seg langt utenfor planetsystemet. For kropper som beveger seg lenger enn 20-30 tusen a.u. fra solen, merkbar gravitasjon påvirkningen ble utøvd av nærliggende stjerner. I de fleste tilfeller førte innflytelsen fra stjerner til at små kropper sluttet å komme inn i området med planetbaner. Planetsystemet viste seg å være omgitt av en sverm av steinete islegemer, som strekker seg til avstander på 10 5 AU. (~ 1 stk) og er kilden til de nå observerte kometene. Eksistensen av en kometsky ble fastslått av den nederlandske astronomen J. Oort (1950). Påvirkningen fra nærliggende stjerner kan noen ganger så sterkt forstyrre banen til en steinete iskropp at den forlater solsystemet fullstendig, og noen ganger kan den overføre den til en bane som passerer i nærheten av Solen. I nærheten av solen begynner iskalde kropper å fordampe under påvirkning av dens stråler og blir synlige - fenomenet en komet oppstår.

Asteroider har overlevd til i dag på grunn av det faktum at de aller fleste av dem beveger seg i et stort intervall mellom banene til Mars og Jupiter. Lignende steinete kropper, som en gang eksisterte i hele sonen til jordplanetene, sluttet seg for lenge siden til disse planetene eller ble ødelagt under gjensidige kollisjoner, eller ble kastet ut av denne sonen på grunn av gravitasjonskrefter. påvirkning av planeter.

Den største av moderne asteroider - 100 km eller mer i diameter - ble dannet tilbake i epoken med dannelsen av planetsystemet, og mellomstore og små er for det meste fenomener. fragmenter av store asteroider knust under kollisjoner. Takket være kollisjoner av asteroidelegemer fylles tilførselen av støvstoff i det interplanetære rommet kontinuerlig opp. Dr. kilde til fine faste partikler. oppløsningen av kometer når de flyr nær solen.

Interiøret til de "primære" store asteroidene ble tilsynelatende oppvarmet til omtrent 1000 o C, noe som påvirket sammensetningen og strukturen til stoffet deres. Vi vet om dette på grunn av det faktum at små fragmenter av asteroider faller på jordens overflate - sammensetning og fysiske egenskaper. De hellige indikerer at de har gått gjennom stadiene med oppvarming og differensiering av materie. Årsakene til oppvarmingen av asteroider er ikke helt klare. Kanskje var oppvarmingen assosiert med frigjøring av varme fra forfallet av kortlivede radioaktive isotoper; asteroider kan også varmes opp ved gjensidige kollisjoner.

Enkelte meteoritter representerer de beste eksemplene på "primær" planetarisk materie tilgjengelig for oss. Sammenlignet med terrestriske bergarter er de uforlignelig mindre endret av påfølgende fysiske og kjemiske prosesser. prosesser. Meteorittenes aldre, bestemt av innholdet av radioaktive grunnstoffer og deres forfallsprodukter, preger samtidig hele solsystemets alder. Det viser seg å være ca. 4,6 milliarder år. Følgelig er varigheten av prosessen med planetdannelse ubetydelig sammenlignet med tidspunktet for deres videre eksistens.

Opprinnelsen til systemer av vanlige satellitter av planeter, beveger seg i rotasjonsretningen til planeten i nesten sirkulære baner som ligger i ekvatorplanet, forfatterne av kosmogon. hypoteser er vanligvis forklart ved å gjenta i liten skala den samme prosessen som de foreslår for å forklare dannelsen av planetene i solsystemet. Jupiter, Saturn og Uranus har systemer med vanlige satellitter, som også har ringer av små faste partikler. Neptun har ikke noe vanlig system av satellitter og ser ut til å ikke ha noen ringer. Moderne Planetarisk kosmogoni forklarer dannelsen av vanlige satellitter ved utviklingen av proto-satellittskiveformede svermer av partikler som oppsto som et resultat av uelastiske kollisjoner nær en gitt planet av planetesimaler som beveger seg i cirkumsolare baner.

Systemet med vanlige satellitter til Jupiter er delt inn i to grupper: silikat og vann-silikat. Forskjeller i kjemi. sammensetningen av satellittene viser at unge Jupiter var varm (oppvarming kan skyldes frigjøring av gravitasjonsenergi under gassakkresjon). I systemet med Saturns satellitter, som hovedsakelig består av is, er det ingen inndeling i to grupper, noe som skyldes den lavere temperaturen i nærheten av Saturn, hvor vann kan kondensere.

Opprinnelsen til de uregelmessige satellittene til Jupiter, Saturn og Neptun, dvs. satellitter med omvendt bevegelse, så vel som små eksterne. Neptuns satellitt, som har direkte bevegelse i en langstrakt bane, forklares med fangst.

De sakte roterende planetene Merkur og Venus har ingen satellitter. De opplevde tilsynelatende tidevannsbremsing fra planeten og falt til slutt ned på overflaten. Effekten av tidevannsfriksjon manifesterte seg også i Jord-Måne- og Pluto-Charon-systemene, hvor satellittene, som danner et dobbeltsystem med planeten, alltid er vendt mot planeten av samme halvkule.

En forklaring på månens opprinnelse krevde en detaljert studie av svermen av partikler nær jorden, hvis eksistens ble opprettholdt under hele akkumuleringen av jorden ved uelastiske kollisjoner av partikler i dens nærhet.

Dannelsen av en sverm med tilstrekkelig masse er bare mulig på grunn av de mange tallene. kollisjoner av den minste fraksjon av interplanetære partikler. Svermdynamikk lar oss nærme oss forklaringen på forskjeller i kjemi. sammensetningen av månen og jorden, som trakk materie fra samme sone. Fordeler. inntreden av små partikler i svermen kan samtidig føre til anrikning av svermen med silikatsubstans, siden det er steinete kropper som danner fint støv under kollisjoner (i motsetning til metalliske kropper). På stadiet med fint spredte stoffer kan flyktige stoffer også gå delvis tapt, en mangel på disse ble oppdaget i månens bergarter. Et system med flere kan dannes fra en satellittsverm. store satellitter, hvis baner utviklet seg med forskjellige hastigheter under påvirkning av tidevannsfriksjon og som til slutt smeltet sammen til ett legeme - Månen. Analyse av sammensetning og aldersbestemmelse av de levert på 70-tallet. Det 20. århundre til jorden av månebergarter viste at månen, selv under dannelsen eller kort tid etterpå, ble oppvarmet og passert gjennom magmatisk materiale. differensiering, som et resultat av at måneskorpen ble dannet. Overfloden av store nedslagskratre på den kontinentale delen av måneoverflaten viser at jordskorpen hadde tid til å stivne selv før det intense bombardementet av Månen av kroppene som dannet den stilnet. Fusjon av månen fra flere store kropper (proto-måne) resulterer i rask oppvarming opp til 1000 K av overflatelaget hundrevis av kilometer tykt, noe som er bedre i samsvar med den tidlige differensieringen av månens stoff. Under den langsomme akkumuleringen av Månen fra små partikler frigjort gravitasjonskraft. Det er ikke nok energi til å varme opp månen etter behov. Alternative hypoteser for oppvarming av Månen som følge av forfallet av kortlivede radioaktive isotoper og elektrisk oppvarming. strømmer indusert av den intense solvinden krever uakseptabelt rask dannelse av månen på det tidligste stadiet av dannelsen av solsystemet. Så dannelsen av månen i bane nær jorden virker mest sannsynlig, men litteraturen fortsetter å diskutere usannsynlige hypoteser om at jorden fanger den ferdige månen og skiller månen fra jorden.

En merkbar forskjell jfr. Tettheten av jordiske planeter er tilsynelatende relatert til forskjell i totalt Fe-innhold og metallinnhold. Fe. Den høye tettheten til kvikksølv (5,4 g/cm3) indikerer at den inneholder opptil 60-70 % metallisk. nikkeljern, mens Månens lave tetthet (3,34 g/cm 3) indikerer fraværet av jern i den. mengder metall jern (mindre enn 10-15%). Innholdet av jernrik legering i jorden er ca. 32 %, i Venus - ca. 28 %.

På 70-tallet På 1900-tallet, samtidig med utviklingen av ideer om sekvensiell kondensering av forskjellige stoffer i en avkjølende protoplanetær sky, dukket hypotesen om inhomogen (heterogen) akkumulering av planeter opp, ifølge hvilken fullstendig akkumulering av ikke-flyktige stoffer til flere store kropper - kjernene til fremtidige planeter - klarte å oppstå før merkbare ytterligere avkjølende skyer og kondensering av andre, mer flyktige stoffer. I følge denne hypotesen viser det seg at planeter som danner seg, er lagdelte helt fra begynnelsen. Kombinert med antakelsen om kondens først metallisk. jern, og deretter silikater, forklarte hypotesen om heterogen akkumulering utseendet til jernkjerner nær Jorden og Venus. Imidlertid ignorerte hun pålitelig astrofysikk. estimater av kjølehastigheten til skyen: avkjøling bør skje usammenlignelig raskere enn akkumulering av kondenseringsprodukter. Det ble også antatt at kjernene til Jorden og Venus hovedsakelig består av silikater og oksider, som under påvirkning av trykk fra de overliggende lagene ble til et tett metallisk materiale. stat. I dette tilfellet ville jordkjernene og Venus bare inneholde noen få. % metallisk jern, dvs. omtrent det samme som Månens kjerne, men mindre enn Mars kjerne (trykket i det indre av Mars og Månen er åpenbart for lavt til at silikater kan omdannes til en metallisk tilstand). Eksperimenter på statisk komprimering av materie til trykk nær trykket i kjernene til Jorden og Venus, tillater oss ennå ikke å trekke en sikker konklusjon om muligheten for slike faseoverganger med et tilstrekkelig stort hopp i tetthet.

Tilsynelatende skjedde dannelsen av kjerner i de terrestriske planetene som et resultat av separasjonen av jernrik smelte fra ferromagnesiske silikater. Den fysiske kjemien i prosessen med separasjon av jernsmelten og dynamikken i dens nedstigning til sentrum av planeten er ennå ikke tilstrekkelig studert. I arbeider viet til analyse av prosessen med separasjon av primært homogene planeter, utføres det største antallet beregninger for jorden.

Jordens innledende tilstand og utvikling

Jorden vokste fra en sverm av "mellomliggende" kropper som beveget seg i et stort område mellom banene til Venus og Mars. Forskjellene i sammensetningen og tettheten til planetesimaler var ganske store, noe forskjellen i jfr. tettheten til disse planetene. Når kropper falt på proto-jorden, ble de ødelagt ved støt, og stoffet ble oppvarmet, ledsaget av avgassing og dehydrering. Som et resultat av blanding av stoffet under kjemiske påvirkninger. heterogeniteter ble delvis jevnet ut. Påvirkning av kropper med dimensjoner på titalls kilometer eller mer førte til akkumulering av en betydelig del av energi på store dyp, som var hovedsaken. kilde til oppvarming av planeten. Ytterligere oppvarming skjedde på grunn av nedbrytning av radioaktive elementer og kompresjon av stoffet under det økende trykket fra de overliggende (voksende) lagene. I følge beregninger ble den sentrale delen av jorden ved slutten av dannelsen oppvarmet til 1000-1500 K, som er mindre enn smeltetemperaturen til bergarter på disse dypet. (I det indre av planeten øker smeltetemperaturen med dybden på grunn av økende trykk.) På dyp på 50-2000 km oversteg temperaturen smeltetemperaturen til jern, men generelt var det lite sannsynlig at det fortsatt differensierte stoffet var i en flytende tilstand. På grunn av rask varmeoverføring hadde jordoverflaten en ganske lav temperatur, som selv da tillot eksistensen av primære vannbassenger. Tilsynelatende har han allerede konkludert. Under stadiene av akkumulering av jorden begynte storskala differensiering av materie - separasjon og fjerning av tunge komponenter i de nedre horisontene. Tyngdekraften energien som ble frigjort under stratifiseringen av jorden, som et resultat av konvektive bevegelser av masser, ble overført til jordens overflate og bidro til dens fornyelse, noe som fremgår av fraværet av de eldste bergartene på jordens overflate, med aldre på 3,8-4,5 milliarder år. Det er mulig at ødeleggelsen av den primære skorpen er assosiert, som Månens, med sent bombardement av fallende kropper. De letteste stoffene fløt ("presset ut") til overflaten, og dannet gradvis det ytre laget av jordkloden - jordskorpen. Den var lang. prosess (flere milliarder år), som forløp ulikt forskjellige steder på kloden, noe som førte til dannelse av områder med tykk skorpe (kontinenter) og områder med tynn skorpe (havbassenger). Jordskorpen skiller seg både i sammensetning og tetthet fra det underliggende materialet i jordkappen. Tettheten av skorpen er 2,7-2,8 g/cm 3, og densiteten til den øvre mantelen (redusert til null trykk) er ca. 3,3-3,5 g/cm3. Tetthetshoppet ved kjernegrensen overstiger 4 g/cm 3 . Tettheten til kjernematerialet er noe mindre enn tettheten til Fe ved disse trykkene, noe som indikerer tilstedeværelsen av noe lettere urenheter i det.

Oppvarmingen av jorden ble ledsaget av frigjøring av gasser og vanndamp inneholdt i små mengder i jordens steinete stoffer. Etter å ha brutt gjennom til overflaten, kondenserte vanndamp inn i vannet i hav og hav, og gassene dannet en atmosfære, hvis sammensetning opprinnelig var vesentlig forskjellig fra den moderne. Sammensetning av moderne jordens atmosfære betyr. i stor grad på grunn av eksistensen av liv på jorden (biosfæren). De iskalde kjernene til kometer som faller på jorden kan ha spilt en viss rolle i dannelsen av hydrosfæren og atmosfæren.

Kjemisk prosess Lagdelingen av jordens indre skjer fortsatt. Lys smelter i form av magma som stiger opp fra mantelen til jordskorpen. De setter seg delvis fast og fryser inne i jordskorpen, og bryter delvis gjennom skorpen og renner ut i form av lava under vulkanske hendelser. utbrudd. Bevegelser av materie i jordens tarmer manifesterer seg i form av opp- og nedturer av store områder av overflaten, horisontale bevegelser av individuelle plater som jordskorpen er dissekert på, i form av prosesser med vulkanisme og fjellbygging, som samt jordskjelv.

Litt.:
Schmidt O.Yu., Fire forelesninger om teorien om jordens opprinnelse, 3. utgave, M., 1957; Levin B.Yu., Origin of the Earth and Planets, 4. utgave, M., 1964; Safronov V.S., Evolusjon av den preplanetære skyen og dannelsen av jorden og planetene, M., 1969; Wood J., Meteoritter og opprinnelse solsystemet, trans. fra English, M., 1971; Ruskol E.L., Origin of the Moon M., 1975; Alven X., Arrhenius G. Evolution of the solar system, trans. fra engelsk M., 1979; Satellitter of the Planets, trans. fra engelsk, M. 1980; Protostjerner og planeter, trans. fra engelsk, del 1-2, M., 1982.

(B.Yu. Levin, A.V. Vityazev)

På verdensrommet er planeter bare sandkorn, og spiller en ubetydelig rolle i det grandiose bildet av utviklingen av naturlige prosesser. Imidlertid er dette de mest mangfoldige og komplekse objektene i universet. Ingen av de andre typene himmellegemer viser en lignende interaksjon av astronomiske, geologiske, kjemiske og biologiske prosesser. Ikke noe annet sted i rommet kan livet slik vi kjenner det oppstå. Bare i løpet av det siste tiåret har astronomer oppdaget mer enn 200 planeter.

Dannelsen av planeter, lenge ansett som en rolig og stasjonær prosess, viste seg i virkeligheten å være ganske kaotisk.

Det fantastiske mangfoldet av masser, størrelser, sammensetninger og baner har fått mange til å undre seg over deres opprinnelse. På 1970-tallet Planetdannelse ble ansett som en ryddig, deterministisk prosess - et transportbånd der amorfe skiver av gass og støv ble forvandlet til kopier av solsystemet. Men vi vet nå at dette er en kaotisk prosess, med forskjellige utfall for hvert system. De fødte planetene overlevde kaoset av konkurrerende mekanismer for dannelse og ødeleggelse. Mange gjenstander døde, brant i ilden fra stjernen deres, eller ble kastet ut i det interstellare rommet. Jorden vår kan ha for lengst tapte tvillinger som nå vandrer i mørkt og kaldt rom.

Vitenskapen om planetdannelse ligger i skjæringspunktet mellom astrofysikk, planetvitenskap, statistisk mekanikk og ikke-lineær dynamikk. Generelt utvikler planetforskere to hovedretninger. I følge teorien om sekvensiell akkresjon, kleber små støvpartikler seg sammen og danner store klumper. Hvis en slik blokk tiltrekker seg mye gass, blir den til en gassgigant som Jupiter, og hvis ikke, til en steinete planet som Jorden. De største ulempene med denne teorien er langsomheten i prosessen og muligheten for gassspredning før planetdannelsen.

Et annet scenario (gravitasjonsinstabilitetsteori) sier at gassgiganter dannes gjennom plutselig kollaps, som fører til ødeleggelsen av den opprinnelige gass- og støvskyen. Denne prosessen kopierer dannelsen av stjerner i miniatyr. Men denne hypotesen er veldig kontroversiell, siden den antar tilstedeværelsen av sterk ustabilitet, som kanskje ikke oppstår. I tillegg har astronomer oppdaget at de mest massive planetene og de minst massive stjernene er atskilt med et "tomrom" (det er rett og slett ingen kropper med mellommasse). En slik "feil" indikerer at planeter ikke bare er stjerner med lav masse, men objekter av en helt annen opprinnelse.

Selv om forskere fortsetter å diskutere, tror de fleste at det påfølgende akkresjonsscenarioet er mer sannsynlig. I denne artikkelen vil jeg stole spesifikt på det.

1. Den interstellare skyen krymper

Tid: 0 (startpunktet for planetdannelsesprosessen)

Solsystemet vårt ligger i en galakse hvor det er rundt 100 milliarder stjerner og skyer av støv og gass, for det meste rester av stjerner fra tidligere generasjoner. I dette tilfellet er støv bare mikroskopiske partikler av vannis, jern og andre faste stoffer som kondenserte i de ytre, kjølige lagene av stjernen og ble sluppet ut i verdensrommet. Hvis skyene er kalde og tette nok, begynner de å komprimeres under påvirkning av tyngdekraften, og danner klynger av stjerner. En slik prosess kan vare fra 100 tusen til flere millioner år.

Hver stjerne er omgitt av en skive av gjenværende materiale, nok til å danne planeter. Unge disker inneholder hovedsakelig hydrogen og helium. I deres varme indre områder fordamper støvpartikler, og i de kalde og sjeldne ytre lagene vedvarer støvpartikler og vokser når damp kondenserer på dem.

Astronomer har oppdaget mange unge stjerner omgitt av slike disker. Stjerner mellom 1 og 3 millioner år gamle har gassskiver, mens de som har eksistert i mer enn 10 millioner år har svake, gassfattige skiver fordi gass blåses ut av dem enten av den nyfødte stjernen selv eller av nabostjerner. Denne tidsperioden er nettopp epoken for planetdannelse. Massen av tunge elementer i slike skiver er sammenlignbare med massen til disse elementene i planetene i solsystemet: et ganske sterkt argument til forsvar for det faktum at planeter er dannet av slike skiver.

Resultat: den nyfødte stjernen er omgitt av gass og små (mikronstore) støvpartikler.

Kuler av kosmisk støv

Til og med de gigantiske planetene begynte som ydmyke kropper - mikrostøvkorn (asken fra lenge døde stjerner) som svevde i en roterende gassskive. Når den beveger seg bort fra den nyfødte stjernen, synker temperaturen på gassen, og passerer gjennom "islinjen", utenfor hvilken vannet fryser. I vårt solsystem skiller denne grensen de indre steinplanetene fra de ytre gassgigantene.

1. Partikler kolliderer, fester seg sammen og vokser.
2. Små partikler blir ført bort av gassen, men de større enn en millimeter bremses ned og beveger seg i en spiral mot stjernen.
3. Ved islinjen er forholdene slik at friksjonskraften endrer retning. Partikler har en tendens til å holde seg sammen og kombineres lett til større kropper - planetesimaler.

2. Disken får struktur

Tid: ca 1 million år

Støvpartikler i den protoplanetariske skiven, beveger seg kaotisk sammen med gassstrømmer, kolliderer med hverandre og holder seg noen ganger sammen, noen ganger kollapser. Støvkornene absorberer lys fra stjernen og sender det ut på nytt i det fjerne infrarøde området, og overfører varme til de mørkeste indre områdene av skiven. Temperaturen, tettheten og trykket til gassen synker generelt med avstanden fra stjernen. På grunn av balansen mellom trykk, tyngdekraft og sentrifugalkraft, er rotasjonshastigheten til gassen rundt stjernen mindre enn for et fritt legeme på samme avstand.

Som et resultat er støvkorn større enn noen få millimeter store foran gassen, så motvinden bremser dem og tvinger dem til å spiralere ned mot stjernen. Jo større disse partiklene blir, jo raskere beveger de seg nedover. Meterstore biter kan halvere avstanden til en stjerne på bare 1000 år.

Når partiklene nærmer seg stjernen, varmes de opp, og gradvis fordamper vann og andre stoffer med lavt kokepunkt, kalt flyktige stoffer. Avstanden som dette skjer - den såkalte "islinjen" - er 2-4 astronomiske enheter (AU). I solsystemet er dette nøyaktig en krysning mellom banene til Mars og Jupiter (radiusen til jordens bane er 1 AU). Islinjen deler planetsystemet i en indre region, blottet for flyktige stoffer og inneholder faste stoffer, og en ytre, rik på flyktige stoffer og inneholder isete kropper.

Ved selve islinjen akkumuleres vannmolekyler som er fordampet fra støvpartikler, som tjener utløsermekanisme for en hel kaskade av fenomener. I dette området oppstår et gap i gassparametrene, og et trykkhopp oppstår. Kraftbalansen får gassen til å akselerere sin bevegelse rundt den sentrale stjernen. Som et resultat blir partikler som faller her ikke påvirket av motvind, men av medvind, som skyver dem fremover og stopper deres vandring inn i disken. Og når partikler fortsetter å strømme fra de ytre lagene, blir islinjen til en stripe med isakkumulering.

Når partikler samler seg, kolliderer de og vokser. Noen av dem bryter gjennom islinjen og fortsetter å migrere innover; Når de varmes opp, blir de belagt med flytende gjørme og komplekse molekyler, noe som gjør dem klissete. Noen områder blir så fylt med støv at den gjensidige gravitasjonstiltrekningen av partiklene akselererer deres vekst.

Gradvis samler støvkorn seg til kilometerstore kropper kalt planetesimals, som i siste fase av planetdannelsen raker opp nesten alt urstøvet. Det er vanskelig å se planetesimalene i seg selv i å danne planetsystemer, men astronomer kan gjette om deres eksistens ut fra ruskene fra kollisjonene deres (se: Ardila D. Invisible planetary systems // VMN, No. 7, 2004).

Resultat: mange kilometer lange «byggeklosser» kalt planetesimals.

Fremveksten av oligarkene

De milliarder av kilometer lange planetesimalene som ble dannet i trinn 2, samles deretter til kropper på størrelse med månen eller jorden, kalt embryoer. Et lite antall av dem dominerer i sine banesoner. Disse "oligarkene" blant embryoene kjemper om det gjenværende stoffet

3. Embryoene til planeter dannes

Tid: fra 1 til 10 millioner år

Krateroverflatene til Merkur, Månen og asteroider etterlater ingen tvil om at planetsystemer er som skytebaner under dannelsen. Gjensidige kollisjoner av planetesimaler kan stimulere både deres vekst og ødeleggelse. Balansen mellom koagulering og fragmentering resulterer i en størrelsesfordeling der små kropper primært står for overflatearealet til systemet og store kropper bestemmer massen. Banene til legemer rundt en stjerne kan i utgangspunktet være elliptiske, men over tid vil retardasjon i gassen og gjensidige kollisjoner gjøre banene til sirkulære.

Til å begynne med oppstår kroppsvekst på grunn av tilfeldige kollisjoner. Men jo større planetesimalen blir, jo sterkere er gravitasjonen, desto mer intens absorberer den sine lavmasse-naboer. Når massene av planetesimaler blir sammenlignbare med månens masse, øker tyngdekraften deres så mye at de rister de omkringliggende kroppene og avleder dem til sidene allerede før kollisjonen. Dette begrenser deres vekst. Dette er hvordan "oligarker" oppstår - embryoer av planeter med sammenlignbare masser, som konkurrerer med hverandre om de gjenværende planetesimalene.

Matingssonen til hvert embryo er en smal stripe langs dens bane. Veksten stopper når embryoet absorberer de fleste planetesimalene fra sonen. Elementær geometri viser at størrelsen på sonen og varigheten av absorpsjonen øker med avstanden fra stjernen. I en avstand på 1 AU embryoer når en masse på 0,1 jordmasser innen 100 tusen år. I en avstand på 5 AU de når fire jordmasser på noen få millioner år. Frøene kan bli enda større nær islinjen eller ved kantene av skivebrudd der planetesimalene er konsentrert.

Veksten av "oligarker" fyller systemet med et overskudd av kropper som strever etter å bli planeter, men bare noen få lykkes. I vårt solsystem, selv om planetene er fordelt over et stort rom, er de så nær hverandre som mulig. Hvis en annen planet med jordens masse plasseres mellom de terrestriske planetene, vil den sette hele systemet ut av balanse. Det samme kan sies om andre kjente systemer planeter. Hvis du ser en kopp kaffe fylt til randen, kan du være nesten sikker på at noen overfylte den og sølt litt væske; Det er usannsynlig at du kan fylle beholderen til randen uten å søle en dråpe. Det er like sannsynlig at planetsystemer har mer materie i begynnelsen av livet enn på slutten. Noen gjenstander kastes ut av systemet før det når likevekt. Astronomer har allerede observert frittflygende planeter i unge stjernehoper.

Resultat:"oligarker" er embryoene til planeter med masser som strekker seg fra månens masse til jordens masse.

Et gigantisk sprang for et planetsystem

Dannelsen av en gassgigant som Jupiter er det viktigste øyeblikket i historien til et planetsystem. Hvis en slik planet har dannet seg, begynner den å kontrollere hele systemet. Men for at dette skal skje, må embryoet samle gass raskere enn det spiralerer mot midten.

Dannelsen av en gigantisk planet hindres av bølgene den eksiterer i den omkringliggende gassen. Virkningen av disse bølgene er ikke balansert, bremser planeten og forårsaker dens migrasjon mot stjernen.

Planeten tiltrekker seg gass, men den kan ikke sette seg før den avkjøles. Og i løpet av denne tiden kan den spiral ganske nær stjernen. En gigantisk planet kan ikke dannes i alle systemer

4. En gassgigant er født

Tid: fra 1 til 10 millioner år

Jupiter begynte sannsynligvis med et embryo som i størrelse kan sammenlignes med Jorden, og akkumulerte deretter rundt 300 flere gassmasser på jordstørrelse. Denne imponerende veksten skyldes ulike konkurrerende mekanismer. Tyngdekraften til kjernen tiltrekker seg gass fra skiven, men gassen som trekker seg sammen mot kjernen frigjør energi og må avkjøles for å sette seg. Følgelig begrenses veksthastigheten av muligheten for avkjøling. Hvis det skjer for sakte, kan stjernen blåse gassen tilbake i skiven før embryoet danner en tett atmosfære rundt seg selv. Flaskehalsen i varmefjerning er overføring av stråling gjennom de ytre lagene av den voksende atmosfæren. Varmestrømmen der bestemmes av opasiteten til gassen (hovedsakelig avhengig av sammensetningen) og temperaturgradienten (avhengig av embryoets begynnelsemasse).

Tidlige modeller viste at et planetarisk embryo måtte ha en masse på minst 10 jordmasser for å avkjøles raskt nok. Et så stort eksemplar kan bare vokse i nærheten av islinjen, hvor mye materiale tidligere hadde samlet seg. Kanskje det er derfor Jupiter ligger like bak denne linjen. Store kjerner kan dannes på et hvilket som helst annet sted hvis skiven inneholder mer materiale enn planetforskere vanligvis antar. Astronomer har allerede observert mange stjerner, hvor skivene rundt er flere ganger tettere enn tidligere antatt. For en stor prøve ser ikke varmeoverføring ut til å være et alvorlig problem.

En annen faktor som kompliserer fødselen av gassgiganter er bevegelsen av embryoet i en spiral mot stjernen. I en prosess som kalles Type I-migrering, eksiterer embryoet bølger i gassskiven, som igjen utøver en gravitasjonspåvirkning på dens orbitale bevegelse. Bølgene følger planeten, akkurat som dens kjølvann følger en båt. Gassen på yttersiden av banen roterer langsommere enn embryoet og trekker det tilbake, og bremser bevegelsen. Og gassen inne i banen roterer raskere og trekker seg fremover og akselererer den. Den ytre regionen er større, så den vinner kampen og får embryoet til å miste energi og synke mot midten av banen med flere astronomiske enheter per million år. Denne vandringen stopper vanligvis ved islinjen. Her går den møtende gassvinden over i medvind og begynner å skyve embryoet fremover og kompensere for dets oppbremsing. Det er kanskje også derfor Jupiter er akkurat der den er.

Veksten av embryoet, dets migrasjon og tap av gass fra disken skjer med nesten samme hastighet. Hvilken prosess som vinner avhenger av flaks. Det er mulig at flere generasjoner av embryoer vil gå gjennom migrasjonsprosessen uten å kunne fullføre veksten. Bak dem beveger nye partier av planetesimaler seg fra de ytre områdene av skiven mot sentrum, og dette gjentas til en gassgigant til slutt dannes, eller til all gassen er oppløst og gasskjempen ikke lenger kan dannes. Astronomer har oppdaget Jupiter-lignende planeter i omtrent 10 % av de sollignende stjernene som er studert. Kjernene til slike planeter kan være sjeldne embryoer som har overlevet fra mange generasjoner - den siste av mohikanerne.

Resultatet av alle disse prosessene avhenger av den opprinnelige sammensetningen av stoffet. Omtrent en tredjedel av stjernene som er rike på tunge elementer har planeter som Jupiter. Kanskje hadde slike stjerner tette skiver, som tillot dannelsen av massive embryoer som ikke hadde problemer med varmefjerning. Og tvert imot, planeter dannes sjelden rundt stjerner som er fattige på tunge elementer.

På et tidspunkt begynner planetens masse å vokse monstrøst raskt: om 1000 år får en planet som Jupiter halvparten av sin endelige masse. Samtidig genererer den så mye varme at den skinner nesten som solen. Prosessen stabiliserer seg når planeten blir så massiv at den snur Type I migrasjon på hodet. I stedet for at skiven endrer planetens bane, begynner planeten selv å endre gassens bevegelse i skiven. Gassen inne i planetens bane roterer raskere enn den, så gravitasjonen bremser gassen, og tvinger den til å falle mot stjernen, det vil si vekk fra planeten. Gass utenfor planetens bane roterer saktere, så planeten akselererer den, og tvinger den til å bevege seg utover, igjen vekk fra planeten. Dermed skaper planeten et brudd i skiven og ødelegger reservatet byggemateriale. Gass prøver å fylle den, men datamodeller viser at planeten vinner kampen hvis den er i en avstand på 5 AU. dens masse overstiger massen til Jupiter.

Denne kritiske massen avhenger av epoken. Jo tidligere en planet dannes, jo større vil veksten være, siden det fortsatt er mye gass i skiven. Saturn har mindre masse enn Jupiter rett og slett fordi den ble dannet flere millioner år senere. Astronomer har oppdaget mangel på planeter med masser fra 20 jordmasser (dette er massen til Neptun) til 100 jordmasser (massen til Saturn). Dette kan være nøkkelen til å rekonstruere bildet av evolusjon.

Resultat: En planet på størrelse med Jupiter (eller mangel på sådan).

5. Gassgiganten blir rastløs

Tid: fra 1 til 3 millioner år

Merkelig nok går mange av de ekstrasolare planetene som er oppdaget i løpet av de siste ti årene rundt stjernen deres på svært nære avstander, mye nærmere enn Merkur går i bane rundt solen. Disse såkalte "hot Jupiters" ble ikke dannet der de er nå fordi den orbitale fødesonen ville være for liten til å levere nødvendig materiale. Kanskje deres eksistens krever en tre-trinns sekvens av hendelser, som av en eller annen grunn ikke ble realisert i vårt solsystem.

Først må det dannes en gassgigant i den indre delen av et planetsystem, nær islinjen, mens det fortsatt er nok gass i skiven. Men for at dette skal skje, må disken inneholde mye fast materiale.

For det andre må den gigantiske planeten flytte til sin nåværende plassering. Type I migrasjon kan ikke gi dette, siden det virker på embryoene selv før de har samlet mye gass. Men type II migrering er også mulig. Den dannede kjempen skaper et brudd i skiven og begrenser strømmen av gass gjennom dens bane. I dette tilfellet må den bekjempe tendensen til turbulent gass til å spre seg til tilstøtende områder av skiven. Gass vil aldri slutte å lekke inn i riften, og dens diffusjon mot den sentrale stjernen vil føre til at planeten mister orbital energi. Denne prosessen er ganske langsom: det tar flere millioner år for planeten å flytte flere astronomiske enheter. Derfor må en planet begynne å dannes i den indre delen av systemet hvis den til slutt skal gå i bane nær stjernen. Når denne og andre planeter beveger seg innover, skyver de gjenværende planetesimaler og embryoer foran seg, og skaper kanskje "varme jorder" i baner enda nærmere stjernen.

For det tredje må noe stoppe bevegelsen før planeten faller ned på stjernen. Dette kan være magnetfeltet til stjernen, som renser rommet nær stjernen for gass, og uten gass stopper bevegelsen. Kanskje planeten begeistrer tidevannet på stjernen, og de bremser på sin side planetens fall. Men disse begrenserne fungerer kanskje ikke i alle systemer, så mange planeter kan fortsette å bevege seg mot stjernen.

Resultat: en gigantisk planet i nær bane ("hot Jupiter").

Hvordan klemme en stjerne

I mange systemer dannes en gigantisk planet som begynner å spiralere mot stjernen. Dette skjer fordi gassen i skiven mister energi på grunn av indre friksjon og legger seg mot stjernen og drar planeten med seg, som til slutt havner så nærme stjernen at den stabiliserer banen.

6. Andre gigantiske planeter dukker opp

Tid: fra 2 til 10 millioner år

Hvis en gassgigant klarer å dannes, bidrar det til fødselen av de neste kjempene. Mange, og kanskje de fleste, kjente gigantiske planeter har tvillinger med sammenlignbar masse. I solsystemet hjalp Jupiter Saturn til å danne seg raskere enn det ville ha skjedd uten dens hjelp. I tillegg "lånte han en hjelpende hånd" til Uranus og Neptun, uten hvilken de ikke ville ha nådd sin nåværende messe. På deres avstand fra solen, dannelsesprosessen uten hjelp utenfra ville gå veldig sakte: skiven ville oppløses selv før planetene rakk å få masse.

Den første gassgiganten viser seg nyttig av flere grunner. I ytterkanten av gapet den danner, konsentreres stoffet generelt av samme grunn som ved islinjen: trykkforskjellen får gassen til å akselerere og fungere som medvind på støvkorn og planetesimaler, og stopper deres migrasjon fra de ytre områdene av disken. I tillegg kaster tyngdekraften til den første gassgiganten ofte sine naboplanetesimaler inn i den ytre delen av systemet, hvor nye planeter dannes fra dem.

Den andre generasjonen av planeter er dannet av materialet som ble samlet inn for dem av den første gassgiganten. I dette tilfellet er tempo av stor betydning: selv en liten forsinkelse i tid kan endre resultatet betydelig. Når det gjelder Uranus og Neptun, var akkumuleringen av planetesimaler overdreven. Embryoet ble for stort, 10-20 jordmasser, noe som forsinket starten av gassakresjon til det nesten ikke var igjen gass i disken. Dannelsen av disse kroppene ble fullført da de fikk bare to jordmasser med gass. Men dette er ikke lenger gasskjemper, men isgiganter, som kan vise seg å være den vanligste typen.

Gravitasjonsfeltene til andre generasjons planeter øker kaoset i systemet. Hvis disse kroppene dannet seg for tett, kunne deres interaksjoner med hverandre og med gassskiven kaste dem inn i høyere elliptiske baner. I solsystemet har planetene nesten sirkulære baner og er tilstrekkelig langt fra hverandre, noe som reduserer deres gjensidige påvirkning. Men i andre planetsystemer er banene vanligvis elliptiske. I noen systemer er de resonante, det vil si at omløpsperiodene er relatert til små heltall. Det er usannsynlig at dette ble innlemmet under dannelsen, men det kunne ha oppstått under migrasjonen av planeter, da den gjensidige gravitasjonspåvirkningen gradvis knyttet dem til hverandre. Forskjellen mellom slike systemer og solsystemet kan bestemmes av forskjellige innledende gassfordelinger.

De fleste stjerner er født i klynger, og mer enn halvparten av dem er binære. Planeter kan dannes utenfor planet for banebevegelse til stjerner; i dette tilfellet omorganiserer og forvrenger tyngdekraften til en nabostjerne raskt planetenes bane, og danner ikke slike flate systemer som vårt solsystem, men sfæriske systemer, som minner om en sverm av bier rundt en bikube.

Resultat: selskap av gigantiske planeter.

Tilskudd til familien

Den første gassgiganten skaper forutsetningene for den nestes fødsel. Stripen ryddet av ham fungerer som en festningsgrav, som ikke kan overvinnes av stoffet som beveger seg fra utsiden til midten av skiven. Den samler seg på utsiden av gapet, hvor nye planeter dannes fra den.

7. Jordlignende planeter dannes

Tid: fra 10 til 100 millioner år

Planetforskere mener at jordlignende planeter er mer vanlig enn gigantiske planeter. Mens fødselen av en gassgigant krever en presis balanse mellom konkurrerende prosesser, må dannelsen av en steinete planet være mye mer kompleks.

Før oppdagelsen av ekstrasolare jordlignende planeter, stolte vi bare på data om solsystemet. De fire terrestriske planetene - Merkur, Venus, Jorden og Mars - er hovedsakelig sammensatt av stoffer med høy temperatur koking, som jern- og silikatbergarter. Dette indikerer at de dannet seg inne i islinjen og ikke migrerte merkbart. På slike avstander fra stjernen kan planetariske embryoer vokse i en gassformet skive opp til 0,1 jordmasser, det vil si ikke mer enn Merkur. For videre vekst må banene til embryoene krysse hverandre, da vil de kollidere og smelte sammen. Betingelsene for dette oppstår etter fordampning av gass fra disken: under påvirkning av gjensidige forstyrrelser over flere millioner år strekkes kjernenes bane til ellipser og begynner å krysse hverandre.

Mye vanskeligere å forklare er hvordan systemet stabiliserer seg igjen, og hvordan de terrestriske planetene havnet i sine nåværende nesten sirkulære baner. En liten mengde gjenværende gass kan gi dette, men slik gass burde ha forhindret den første "løsheten" av embryoenes baner. Kanskje, når planetene nesten er dannet, er det fortsatt en anstendig sverm av planetesimaler. I løpet av de neste 100 millioner årene feier planetene bort noen av disse planetesimalene og avleder de resterende mot solen. Planetene overfører sin uberegnelige bevegelse til de dødsdømte planetesimalene og beveger seg inn i sirkulære eller nesten sirkulære baner.

En annen idé er at den langsiktige påvirkningen av Jupiters tyngdekraft får jordplanetene til å migrere, og flytte dem inn i områder med ferskt materiale. Denne innflytelsen bør være større i resonante baner, som gradvis skiftet innover etter hvert som Jupiter sank ned mot sin nåværende bane. Radioisotopmålinger indikerer at asteroider ble dannet først (4 millioner år etter dannelsen av solen), deretter Mars (10 millioner år senere), og senere Jorden (50 millioner år senere): som om en bølge reist av Jupiter gikk gjennom solsystemet . Hvis den ikke hadde møtt hindringer, ville den ha flyttet alle de jordiske planetene mot Merkurs bane. Hvordan klarte de å unngå en så trist skjebne? Kanskje de allerede hadde blitt for massive, og Jupiter kunne ikke bevege dem mye, eller kanskje har sterke nedslag kastet dem ut av Jupiters innflytelsessone.

Merk at mange planetariske forskere ikke anser Jupiters rolle som avgjørende for dannelsen av steinplaneter. De fleste sollignende stjerner har ikke Jupiter-lignende planeter, men de har støvete skiver rundt seg. Dette betyr at det er planetesimaler og embryoer av planeter der, hvorfra objekter som Jorden kan dannes. Hovedspørsmålet som observatører må svare på i løpet av det neste tiåret er hvor mange systemer som har jorda, men ingen Jupiter.

Den viktigste epoken for planeten vår var perioden mellom 30 og 100 millioner år etter dannelsen av solen, da et embryo på størrelse med Mars krasjet inn i proto-jorden og genererte en enorm mengde rusk som månen ble dannet av. En slik kraftig innvirkning spredte selvfølgelig en enorm mengde materie utover i solsystemet; derfor kan jordlignende planeter i andre systemer også ha satellitter. Dette kraftige slaget var ment å forstyrre jordens primære atmosfære. Dens nåværende atmosfære oppsto i stor grad fra gass fanget i planetesimaler. Jorden ble dannet av dem, og senere kom denne gassen ut under vulkanutbrudd.

Resultat: terrestriske planeter.

Forklaring av ikke-sirkulær bevegelse

I det indre solsystemet kan ikke planetariske embryoer vokse ved å fange opp gass, så de må smelte sammen med hverandre. For å gjøre dette må banene deres krysse hverandre, noe som betyr at noe må forstyrre deres opprinnelige sirkulære bevegelse.

Når embryoer dannes, krysser ikke deres sirkulære eller nesten sirkulære baner.

Gravitasjonssamspillet mellom embryoene med hverandre og med den gigantiske planeten forstyrrer banene.

Embryoene forenes til en jord-type planet. Den går tilbake til en sirkulær bane, blander den gjenværende gassen og sprer de gjenværende planetesimalene.

8. Ryddingsoperasjoner starter

Tid: fra 50 millioner til 1 milliard år

På dette tidspunktet ble planetsystemet nesten dannet. Flere mindre prosesser fortsetter: desintegreringen av den omkringliggende stjernehopen, som er i stand til å destabilisere banene til planeter med sin gravitasjon; intern ustabilitet som oppstår etter at en stjerne til slutt kollapser gassskiven sin; og til slutt den fortsatte spredningen av de gjenværende planetesimalene av den gigantiske planeten. I solsystemet skyter Uranus og Neptun ut planetesimaler utover, inn i Kuiper-beltet eller mot solen. Og Jupiter, med sin kraftige gravitasjon, sender dem til Oort-skyen, helt til kanten av området med gravitasjonspåvirkning fra solen. Oort-skyen kan inneholde rundt 100 jordmasser med materiale. Fra tid til annen nærmer planetesimaler fra Kuiper-beltet eller Oort-skyen seg til solen og danner kometer.

Ved å spre planetesimaler migrerer selve planetene litt, og dette kan forklare synkroniseringen av banene til Pluto og Neptun. Det er mulig at Saturns bane en gang var nærmere Jupiter, men så beveget seg bort fra den. Dette er sannsynligvis relatert til den såkalte sene bombardementepoken – en periode med svært intense kollisjoner med månen (og tilsynelatende med jorden), som begynte 800 millioner år etter dannelsen av solen. I noen systemer kan grandiose kollisjoner av dannede planeter skje på et sent stadium av utviklingen.

Resultat: Slutten på dannelsen av planeter og kometer.

Budbringere fra fortiden

Meteoritter er ikke bare rombergarter, men romfossiler. Ifølge planetariske forskere er dette det eneste håndfaste beviset på fødselen av solsystemet. Det antas at dette er biter av asteroider, som er fragmenter av planetesimaler som aldri deltok i dannelsen av planeter og forble frosset for alltid. Sammensetningen av meteoritter gjenspeiler alt som skjedde med foreldrenes kropper. Det er utrolig at de viser spor av Jupiters langvarige gravitasjonspåvirkning.

Jern- og steinmeteorittene ble tilsynelatende dannet i planetesimaler som opplevde smelting, noe som førte til at jernet skilte seg fra silikatene. Tungt jern sank til kjernen, og lette silikater samlet seg i de ytre lagene. Forskere tror at oppvarmingen ble forårsaket av forfallet av den radioaktive isotopen aluminium-26, som har en halveringstid på 700 tusen år. En supernovaeksplosjon eller en nærliggende stjerne kan "infisere" protosolskyen med denne isotopen, som et resultat av at den i store mengder kom inn i den første generasjonen av planetesimaler i solsystemet.

Jern- og steinmeteoritter er imidlertid sjeldne. De fleste inneholder kondruler – små millimeterstore korn. Disse meteorittene - kondrittene - oppsto før planetesimaler og opplevde aldri å smelte. Det ser ut til at de fleste av asteroidene ikke er assosiert med den første generasjonen planetesimaler, som mest sannsynlig ble kastet ut av systemet av Jupiters påvirkning. Planetologer har beregnet at området i det nåværende asteroidebeltet tidligere inneholdt tusen ganger mer materie enn det gjør nå. Partikler som slapp unna Jupiters klør eller senere kom inn i asteroidebeltet, smeltet sammen til nye planetesimaler, men da hadde de lite aluminium-26 igjen i seg, så de smeltet aldri. Den isotopiske sammensetningen av kondritter viser at de ble dannet omtrent 2 millioner år etter at dannelsen av solsystemet begynte.

Den glassaktige strukturen til noen kondruler indikerer at før de kom inn i planetesimaler, ble de kraftig oppvarmet, smeltet og deretter raskt avkjølt. Bølgene som drev Jupiters tidlige orbitale migrasjon må ha blitt til sjokkbølger og kunne ha forårsaket denne plutselige oppvarmingen.

Det er ingen enkelt plan

Før epoken med oppdagelse av ekstrasolare planeter, kunne vi bare studere solsystemet. Selv om dette tillot oss å forstå mikrofysikken til de viktigste prosessene, hadde vi ingen anelse om utviklingsveiene til andre systemer. Det fantastiske mangfoldet av planeter som er oppdaget i løpet av det siste tiåret har utvidet vår kunnskapshorisont betydelig. Vi begynner å forstå at ekstrasolare planeter er den siste overlevende generasjonen av protoplaneter som har opplevd dannelse, migrasjon, ødeleggelse og kontinuerlig dynamisk evolusjon. Den relative rekkefølgen i vårt solsystem kan ikke være en refleksjon av noen generell plan.

Fra å prøve å finne ut hvordan solsystemet vårt ble dannet i en fjern fortid, har teoretikere vendt seg til forskning som gjør det mulig å komme med spådommer om egenskapene til ennå ikke åpne systemer, som kan bli oppdaget i nær fremtid. Til nå har observatører bare lagt merke til planeter med masser av størrelsesorden Jupiter nær sollignende stjerner. Bevæpnet med en ny generasjon instrumenter vil de være i stand til å søke etter jordlignende objekter, som i samsvar med teorien om suksessiv akkresjon bør være utbredt. Planetforskere har akkurat begynt å innse hvor forskjellige verdener er i universet.

Oversettelse: V. G. Surdin

Ytterligere litteratur:
1) Mot en deterministisk modell av planetarisk formasjon. S.Ida og D.N.C. Lin i Astrophysical Journal, Vol. 604, nr. 1, side 388-413; mars 2004.
2) Planetformasjon: teori, observasjon og eksperimenter. Redigert av Hubert Klahr og Wolfgang Brandner. Cambridge University Press, 2006.
3) Alven H., Arrhenius G. Evolution of the Solar System. M.: Mir, 1979.
4) Vityazev A.V., Pechernikova G.V., Safronov V.S. Terrestriske planeter: Opprinnelse og tidlig evolusjon. M.: Nauka, 1990.

(nå som rundt 100 planetariske systemer er oppdaget, er det vanlig å snakke ikke om Solen, men om planetsystemet) begynte å bli bestemt for rundt 200 år siden, da to fremragende forskere - filosofen I. Kant, matematikeren og astronomen P. Laplace formulerte nesten samtidig den første vitenskapelige hypoteser dens opprinnelse. Det skal sies at selve hypotesene og diskusjonen rundt dem og andre hypoteser (for eksempel J. Jean-sa) var fullstendig spekulative. Først på 50-tallet. XX århundre Det ble samlet inn nok data til å kunne formulere en moderne hypotese.

En omfattende hypotese om opprinnelsen til planetsystemet, som vil forklare i detalj slike spørsmål som forskjellen i de kjemiske og isotopiske sammensetningene til planetene og deres atmosfærer, eksisterer ennå ikke. Samtidig tolker moderne ideer om opprinnelsen til planetsystemet ganske trygt slike spørsmål som delingen av planeter i to grupper, de viktigste forskjellene i kjemisk sammensetning og den dynamiske historien til planetsystemet.

Planetdannelse skjer veldig raskt; Dermed tok det rundt 100 000 000 år å danne jorden. Beregninger utført de siste årene har vist at den moderne hypotesen om planetdannelse er ganske godt begrunnet.

Partikkel henger sammen

I den dannede protoplanetariske skiven begynte partikler å smelte sammen. Vedheft sikres av strukturen til partiklene. De er karbon-, silikat- eller jernstøvpartikler som en snø (vann, metan, etc.) "belegg" vokser på. Rotasjonshastigheten til støvkorn rundt solen var ganske høy (dette er Kepler-hastigheten på titalls kilometer per sekund), men de relative hastighetene var svært små, og under kollisjoner klistret partiklene seg sammen til små klumper. Materiale fra siden

Utseendet til planeter

Veldig raskt begynte tiltrekningskreftene å spille en avgjørende rolle i økningen i klumper. Dette førte til det faktum at veksthastigheten til de resulterende aggregatene er proporsjonal med deres masse til omtrent femte potens. Som et resultat forble det ett stort legeme i hver bane - den fremtidige planeten og muligens flere kropper med mye mindre masse som ble dens satellitter.

Bombing av planeter

På det aller siste stadiet var det ikke lenger partikler som falt på jorden og andre planeter, men kropper av asteroidestørrelser. De bidro til komprimering av materie, oppvarming av undergrunnen og tilsynekomsten på overflaten av spor i form av hav og kratere. Denne perioden er