2.1. Образование Солнечной системы

Возраст Солнечной системы составляет 4,567 млрд лет. Это очень точное значение получено в первую очередь на основе анализа содержания различных изотопов в образцах метеоритов. Неопределенность возраста не превышает пару миллионов лет.

Возраст Солнечной системы немного больше 4,5 млрд лет.

После стадии сжатия протозвездного облака и появления Солнца с протопланетным диском вокруг него в истории Солнечной системы можно выделить несколько важных этапов. Первый – это собственно образование планет. За несколько миллионов лет формируются планеты-гиганты. За несколько десятков миллионов лет – планеты земной группы. Кроме того, за орбитой самой далекой планеты-гиганта остается множество небольших тел – планетезималей. Затем, согласно современным теориям, следует примерно 600 млн лет «застоя», когда система меняется крайне мало. Однако потом происходит относительно быстрая ее перестройка. По ее окончании Солнечная система принимает практически современный вид, в котором и существует с тех пор на протяжении почти 4 млрд лет в почти неизменном состоянии.

Можно выделить три основных источника информации об истории формирования Солнечной системы и о процессах, происходивших при этом. Во-первых, данные по составу метеоритов и комет. Во-вторых, наблюдения многочисленных систем других звезд, находящихся на разных стадиях формирования. Наконец, современная структура нашей системы – в первую очередь орбиты малых тел (кометы, объекты пояса Койпера и т. п.) хранит на себе отпечатки ее бурной молодости.

Информацию о далеком прошлом Солнечной системы получают, изучая состав метеоритов, а также анализируя орбиты небольших тел.

Метеориты делятся на три основных типа. Ахондриты (вместе с хондритами их еще называют каменными метеоритами) и железные метеориты представляют собой осколки крупных астероидов. Таким образом, их вещество уже прошло процесс дифференциации в массивном теле (более тяжелые вещества, такие как железо, под действием гравитации опускались ближе к центру). Третий тип метеоритов – хондриты – представляет собой вещество, не попадавшее в массивные тела, где под действием гравитации могла происходить дифференциация компонентов и их нагрев, или же это осколки внешних частей планетезималей, которые не подвергались дифференциации.

Возраст Солнечной системы устанавливают, анализируя содержание различных изотопов в метеоритах.

Ключевая датировка «момента ноль» в Солнечной системе производится по включениям кальция и алюминия в углистых хондритах. Эти небольшие (от долей миллиметра до сантиметров) образования сформировались в горячей среде в молодом протопланетном диске. Изотопный анализ говорит о том, что это самые древние структуры из всех обнаруженных в Солнечной системе. Короткоживущий изотоп 26Al позволяет провести датировку с точностью в несколько миллионов лет. Использование нескольких изотопов разных элементов с разным временем жизни позволяет еще уточнить эту оценку. Согласно метеоритным данным, первое поколение планетезималей сформировалось менее чем за миллион лет.

В элементном составе метеоритов наблюдаются некоторые аномалии, требующие объяснения. Речь идет о присутствии короткоживущих изотопов на момент формирования первых планетезималей. К этому времени протосолнечная туманность уже миллионы лет как «отцепилась» от молекулярного облака, в котором возникла. Поэтому короткоживущие изотопы (например, 26Al и 60Fe) должны были стать очень редкими. Производить их в нужном количестве внутри протосолнечной туманности или протопланетного диска невозможно. Значит, необходим некоторый внешний источник изотопов с небольшим временем жизни. Обсуждаются две основные гипотезы.

Солнце образовалось в звездном скоплении, которое влияло на протопланетный диск и параметры орбит формирующихся объектов.

Солнце, как и подавляющее большинство других звезд, должно было рождаться в звездном скоплении. Значит, источником изотопов могла быть другая, относительно близкая, звезда. Это мог быть либо взрыв сверхновой, либо же звезда с сильным ветром на поздней стадии эволюции: например, на стадии асимптотической ветви гигантов – позднем этапе эволюции звезд типа Солнца, на протяжении которого в звезде существует два слоевых источника, в которых идут термоядерные реакции: водородный и гелиевый (см. раздел 4.6 «Смена термоядерных реакций»). На настоящий момент у нас нет достаточного количества данных, чтобы отдать решающее предпочтение той или иной гипотезе.

Формирование планет-гигантов занимает до нескольких миллионов лет, а планет земной группы – до нескольких десятков миллионов.

Кроме обогащения протосолнечной туманности элементами звездное скопление могло оказывать еще два основных воздействия. Ультрафиолетовое излучение звезд скопления могло приводить к активному испарению вещества туманности. А близкие пролеты звезд – влиять на орбиты тел Солнечной системы. Эффективность и вероятность воздействия зависят от количества звезд в окрестности формирующегося Солнца. С одной стороны, взрыв сверхновой должен быть достаточно близким (0,2 парсека), а пролет проэволюционировавшей звезды – достаточно вероятным. С другой стороны, слишком частые и близкие пролеты звезд могут катастрофически влиять на внешние части формирующейся Солнечной системы, а ультрафиолетовое излучение от очень близкой сверхновой может разрушить протопланетный диск. Итоговые оценки показывают, что Солнце должно было родиться в скоплении из нескольких тысяч звезд, чтобы влияние было не слишком сильным, но достаточным для объяснения присутствия короткоживущих изотопов в нужном количестве.

Спустя примерно 600 млн лет после образования Солнечная система претерпела существенную перестройку орбит планет.

Частицы пыли в диске растут за счет столкновений и слипаний до размеров небольших камней (около сантиметра). В частности, это следует и из наблюдений протопланетных дисков у других звезд. Однако, как происходит дальнейший рост, мы точно не знаем. Рост частиц от размеров порядка сантиметра до километра не может проходить просто за счет столкновений. Во-первых, при ударе частицы разрушаются, а их гравитации еще недостаточно, чтобы удержать осколки от разлета. Во-вторых, торможение камней размером от сантиметров до метров в газе диска приводит к их слишком быстрому радиальному дрейфу в сторону Солнца. Рассматривают разные модели быстрого формирования достаточно массивных планетезималей, но полной ясности в этом вопросе пока нет.

Далее формирование планет-гигантов и планет земной группы протекает немного по-разному. У гигантов, состоящих в основном из газа, мало времени, так как газовый диск довольно быстро рассеивается. Поэтому вначале их твердые ядра должны быстро расти за счет столкновения планетезималей и аккреции мелких твердых тел. Дальше, если ядро набрало массу 10–20 земных, то оно успевает захватить достаточно газа для возникновения планеты-гиганта. Этот процесс занимает около миллиона лет. Небольшие железно-каменные планеты имеют больше времени для роста, поскольку им не нужен газ. Они набирают массу в первую очередь за счет столкновения планетезималей. Самая активная фаза этого периода занимает около 10 млн лет, хотя в дальнейшем более редкие столкновения могут происходить еще десятки миллионов лет. Столкновение Земли с крупным телом, произошедшее примерно спустя 60–100 млн лет после начала образования планет и приведшее к формированию Луны, можно считать одним из поздних эпизодов этого процесса. С тех пор Земля не испытывала столь мощных катаклизмов.

Важную роль в описании формирования планетной системы играет так называемая снеговая линия. Она соответствует расстоянию, на котором начинают замерзать летучие соединения: CO, H2O и др. В молодой Солнечной системе она соответствует примерно 3 a.е. (значение различно для разных веществ). Таким образом, за орбитой Нептуна в основном формировались ледяные планетезимали, и они не смогли объединиться в единое крупное тело. Современный вид эта группа тел (классический пояс Койпера, рассеянный диск, плутино и другие объекты в резонансе с Нептуном) приняла в результате планетной миграции в первые сотни миллионов лет существования Солнечной системы. В первую очередь на орбиты этих тел влиял Нептун.

После эпохи поздней тяжелой бомбардировки Солнечная система практически не меняла свой облик.

Основой современного описания ранней эволюции Солнечной системы является так называемая Ниццкая модель (от города Ницца, где работали основные авторы этого сценария). В ней четыре планеты-гиганта формируются на расстояниях 5–17 a.е. от Солнца. Затем из-за взаимодействия с небольшими телами три внешние планеты (Нептун, Уран и Сатурн) медленно мигрируют наружу, а Юпитер – внутрь. В тот момент, когда орбитальные периоды Юпитера и Сатурна оказываются в отношении 1 к 2, система становится неустойчивой и происходит ее быстрая перестройка. Это случилось примерно спустя 600 млн лет после формирования Солнечной системы.

Примерно за 100 млн лет планеты-гиганты занимают свое современное положение. В ходе этой быстрой миграции Нептун вторгается в рой ледяных планетезималей, формируя современный вид этой области. Около 99 % тел оказываются выброшенными со своих орбит. Многие из них попадают во внешние части Солнечной системы, другие направляются во внутренние области. Происходит так называемая поздняя тяжелая бомбардировка. Попадая во внутренние части Солнечной системы, планетезимали могут сталкиваться с уже сформировавшимися планетами и их спутниками. Анализ лунной поверхности, а также многих других тел в Солнечной системе показал, что множество крупных кратеров имеют примерно одинаковый возраст – 3,8–4 млрд лет, что соответствует периоду поздней тяжелой бомбардировки. На этой же стадии Юпитер и Нептун собирают «троянские» астероиды в окрестности точек Лагранжа, а многие планеты (например, Уран и Сатурн) захватывают свои спутники.

После этого Солнечная система становится относительно стабильной на миллиарды лет. Численные расчеты показывают, что без мощного внешнего влияния орбиты планет будут оставаться достаточно стабильными вплоть до ухода Солнца с Главной последовательности.

Более 800 000 книг и аудиокниг! 📚

Получи 2 месяца Литрес Подписки в подарок и наслаждайся неограниченным чтением

ПОЛУЧИТЬ ПОДАРОК