Как же формировались планеты Солнечной системы? Согласно ведущей теории, известной как «протопланетная гипотеза», маленькие космические объекты сталкивались друг с другом, в результате чего происходило их слияние. Так были сформированы крупные планеты, в том числе и газовые гиганты, такие как Юпитер. Но как же, скажите, это произошло?! Давайте разбираться.

Рождение Солнца

Если верить данной теории, около 4,6 млрд лет назад на месте сегодняшней Солнечной системы не было ничего кроме свободных скоплений газа и пыли. Это – известные нам туманности. Одним из примеров служит Туманность Ориона, которую Вы можете наблюдать в ночном небе.

Затем, как говорят ученые, произошло что-то, что вызвало изменение давления в центре облака. Возможно, причиной послужил взрыв сверхновой поблизости или изменение силы тяжести проходящей мимо звезды. Так или иначе, по данным агентства НАСА, облако «рассыпалось», а из материи сформировался диск.

Давление в центре диска повысилось настолько, что атомы водорода, которые прежде свободно перемещались в облаке, начали контактировать друг с другом. В конце концов, такое взаимодействие привело к их слиянию и образованию гелия. Именно это и послужило толчком к формированию Солнца.

Солнце походило на голодного младенца и поглощало до 99% того, что находилось вокруг него. Однако все еще оставался 1% материи. Именно здесь и начался процесс формирования планет.

Время хаоса

В то время Солнечная система находилась, что называется, в беспорядке. Но планеты сформировались относительно быстро. Газ и мелкие частички пыли начали собираться в сгустки. Молодое Солнце вытолкнуло большую часть газа на задворки Солнечной системы. Исходящего от него тепла было достаточно для того, чтобы испарился любой лед, находившийся неподалеку. С течением времени сформировались планеты: каменистые тела расположились ближе к Солнцу, а газовые гиганты – дальше от него.

Однако около четырех миллиардов лет назад в результате события, именуемого учеными «поздней тяжелой бомбардировкой», малые тела обрушились на крупные объекты Солнечной системы. Согласно теории, Земля была почти уничтожена после того, как в нее врезался объект, соизмеримый с Марсом.

Причины такой «бомбардировки» все еще остаются загадкой, однако, по мнению некоторых ученых, это связано с тем, что газовые гиганты, двигаясь вокруг малых тел на периферии Солнечной системы, «потревожили» их. Что бы не послужило причиной, говоря простым языком, слияние протопланет в конечном счете привело к формированию планет.

Процессы формирования планет в Солнечной системе считать полностью завершившимися нельзя. Между Марсом и Юпитером находится пояс астероидов, которые возможно слились бы в планеты, если бы гравитация Юпитера не была столь сильной. Кроме того, существует множество комет и астероидов, которые иногда называют «строительными кирпичиками» нашей Солнечной системы.

Что мы имеем сегодня

Одна из самых серьезных проблем данной теории заключается в отсутствии записей ранней истории Солнечной системы.

Однако астрономы нашли целых два способа обойти данную проблему. Первый из них заключается в простом наблюдении. С помощью мощных телескопов, таких как ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), астрономы могут наблюдать протопланетные диски вокруг молодых планет. У нас есть многочисленные примеры звезд, вокруг которых рождаются планеты.

Второй способ состоит в моделировании. Чтобы проверить свои наблюдения и гипотезы, астрономы создают компьютерные модели. При этом тестирование проводится несколько раз при различных условиях. Если все эксперименты показывают, что модель работает, то, вероятно, она соответствует действительности.

Образование планет и планетарных систем - набор процессов формирования и эволюции отдельных планет и планетарных систем.

Полной ясности в том, какие процессы идут при формировании планет и какие из них доминируют, до сих пор нет. Обобщая наблюдательные данные, можно утверждать лишь то, что :

• Они образуются ещё до момента рассеяния протопланетного диска .
• Значительную роль в формировании играет аккреция .
• Обогащение тяжёлыми химическими элементами идёт за счёт планетезималей .

Теории формирования

Отправная точка всех рассуждений о пути формирования планет - газопылевой (протопланетный) диск вокруг формирующейся звезды. Сценариев, как из него получились планеты, существует два типа :

1. Доминирующий на данный момент - аккреционный. Предполагает формирования из первоначальных планетозималей.
2. Второй полагает, что планеты сформировались из первоначальных «сгущений», впоследствии сколлапсировавших.

Окончательно формирование планеты прекращается, когда в молодой звезде зажигаются ядерные реакции и она рассеивает протопланетный диск, за счёт давления солнечного ветра, эффекта Пойнтинга - Робертсона и прочих .

Аккреционный сценарий

Вначале из пыли образуются первые планетозимали. Существует две гипотезы как это происходит:

• Одна утверждает, что они растут из-за парного столкновения очень маленьких тел.
• Вторая, что планетозимали формируются в ходе гравитационного коллапса в средней части протопланетного газопылевого диска.

По мере роста возникают доминирующие планетозимали, которые впоследствии станут протопланетами. Расчёт темпов их роста довольно разнообразен. Однако базой для них служат уравнение Сафронова:

D M d t = π R 2 F G Σ p G M ∗ a 3 {\displaystyle {\frac {dM}{dt}}=\pi R^{2}F_{G}\Sigma _{p}{\sqrt {\frac {GM_{*}}{a^{3}}}}} ,

где R - размер тела, a - радиус его орбиты, M * - масса звезды, Σ p - поверхностная плотность планетозимальной области, а F G - так называемый параметр фокусировки, ключевой в данном уравнении, для различных ситуаций он определяется по-своему. Расти такие тела могут не до бесконечности, а ровно до того момента пока есть небольшие планетозимали в их окрестностях, пограничная масса (так называемой массой изоляции) при этом получается:

M = M (4 π a 3 Σ p) 3 2 3 M ∗ {\displaystyle M={\frac {{\sqrt {M}}(4\pi a^{3}\Sigma _{p})^{\frac {3}{2}}}{3M_{*}}}}

В типичных условиях она варьирует от 0,01 до 0,1 M ⊕ - это уже является протопланетой. Дальнейшее развитие протопланеты может следовать по следующим сценариям, один из которых приводит к образованию планет с твёрдой поверхностью, другой - к газовым гигантам.

В первом случае, тела с изолированной массой тем или иным образом увеличивают эксцентриситет и их орбиты пересекаются. В ходе череды поглощений более мелких протопланет образуются планеты подобные Земле.

Планета-гигант может образоваться если вокруг протопланеты останется много газа из протопланетного диска. Тогда в роли ведущего процесса дальнейшего приращения массы начинает выступать аккреция. Полная система уравнений описывающий данный процесс:

D r d m = 1 4 π ρ r 2 {\displaystyle {\frac {dr}{dm}}={\frac {1}{4\pi \rho r^{2}}}} (1)

D P d m = − G (m + M c o r e) 4 π r 4 {\displaystyle {\frac {dP}{dm}}=-{\frac {G(m+M_{core})}{4\pi r^{4}}}} (2)

D L d m = ϵ − T ∂ S ∂ t {\displaystyle {\frac {dL}{dm}}=\epsilon -T{\frac {\partial S}{\partial t}}} (3)

D P d T = P (T) {\displaystyle {\frac {dP}{dT}}=P(T)}

Смысл выписанных уравнений следующий (1) - предполагается сферическая симметрия и однородность протопланеты, (2) предполагается, что имеет место гидростатическое равновесие, (3) Нагрев идёт при столкновении с планетозималями, а охлаждение происходит только за счёт излучения. (4) - уравнения состояние газа.

Рост ядра будущей планеты-гиганта продолжается до M~10 ⊕ Примерно на этом этапе гидростатическое равновесие нарушается. С этого момента весь аккрецирующий газ уходит на формирование атмосферы планеты-гиганта.

Трудности аккреционного сценария

Первые же трудности возникают в механизмах формирования планетозималей. Общей проблемой для обеих гипотез является проблема «метрового барьера»: любое тело в газовом диске постепенно сокращает радиус своей орбиты, и на определённом расстоянии просто сгорит. Для тел размером порядка одного метра, скорость подобного дрейфа наибольшая, а характерное время гораздо меньше необходимого, чтобы планетозималь значительно увеличила свой размер .

Кроме того, в гипотезе слияния метровые планетозимали при столкновении скорее разрушатся на многочисленные мелкие части, нежели образуют единое тело.

Для гипотезы формирования планетозималей в ходе фрагментации диска, классической проблемой была турбулентность. Однако, возможное её решение, а заодно и проблемы метрового барьера, было получено в недавних работах. Если в ранних попытках решений основной проблемой являлась турбулентность, то в новом подходе этой проблемы нет как таковой. Турбулентность может сгруппировать плотные твёрдые частицы, а вместе с потоковой неустойчивостью возможно образование гравитационно-связанного кластера, за время гораздо меньшее, чем время дрейфа к звезде метровых планетозималей.

Вторая проблема - это сам механизм роста массы:

Сценарий гравитационного коллапса

Как и в любом самогравитирующем объекте, в протопланетном диске могут развиваться нестабильности. Впервые эту возможность рассмотрел Тумре (Toomre) в 1981 году . Оказалось, что диск начинает распадаться на отдельные кольца если

Q = c s k π G Σ < 1 {\displaystyle Q={\frac {c_{s}k}{\pi G\Sigma }}<1}

где c s - скорость звука в протопланетном диске, k - эпициклическая частота.

Сегодня параметр Q носит название «параметр Тумре», а сам сценарий называется неустойчивостью Тумре. Время, за которое диск будет разрушен, сравнимо со временем охлаждения диска и высчитывается сходным образом со временем Гельмгольца для звезды.

Трудности сценария гравитационного коллапса

Требуется сверхмассивный протопланетный диск.

Экзопланеты в двойных системах

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64 .

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит :

• Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов. Таковых 57.
• К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b, and Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится :

1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е. , концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
2. Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от от 0.01 до 10 M J (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0.1 до 10 M J
3. Планеты в широких системах всегда одиночные
4. Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0.925 и e = 0.935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звезд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращение времени жизни протопланетного диска Для широких двойных систем, как и для одиночных, время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет. Однако для систем с расстоянием между компонентами менее 40 а. е. время жизни протопланетного диска составляет 0.1-1 млн лет.

Планетозимальный сценарий образования

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

• Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
• Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Образование планет и планетарных систем - набор процессов формирования и эволюции отдельных планет и планетарных систем.

Полной ясности в том, какие процессы идут при формировании планет и какие из них доминируют, до сих пор нет. Обобщая наблюдательные данные, можно утверждать лишь то, что :

• Они образуются ещё до момента рассеяния протопланетного диска .
• Значительную роль в формировании играет аккреция .
• Обогащение тяжелыми химическими элементами идет за счет планетезималей .

Энциклопедичный YouTube

1 / 5

✪ Жизнь планетных систем; экзопланеты (рассказывает астроном Валерий Шематович)

✪ Образование звёзд и планетных систем

✪ Планета Венера (рассказывает астроном Леонид Ксанфомалити и др.)

✪ Попов Сергей - Лекция "Формирование Солнечной и других систем ч.1"

✪ Попов Сергей - Лекция "Формирование Солнечной и других систем ч.2"

Субтитры

Теории формирования

Отправная точка всех рассуждений о пути формирования планет - газопылевой (протопланетный) диск вокруг формирующейся звезды. Сценариев, как из него получились планеты, существует два типа :

1. Доминирующий на данный момент - аккреционный. Предполагает формирования из первоначальных планетозималей.
2. Второй полагает, что планеты сформировались из первоначальных «сгущений», впоследствии сколлапсировавших.

Окончательно формирование планеты прекращается, когда в молодой звезде зажигаются ядерные реакции и она рассеивает протопланетный диск, за счет давления солнечного ветра, эффекта Пойнтинга - Робертсона и прочих .

Аккреционный сценарий

Вначале из пыли образуются первые планетозимали. Существует две гипотезы как это происходит:

• Одна утверждает, что они растут из-за парного столкновения очень маленьких тел.
• Вторая, что планетозимали формируются в ходе гравитационного коллапса в средней части протопланетного газопылевого диска.

По мере роста возникают доминирующие планетозимали, которые впоследствии станут протопланетами. Расчет темпов их роста довольно разнообразен. Однако базой для них служат уравнение Сафронова:

D M d t = π R 2 F G Σ p G M ∗ a 3 {\displaystyle {\frac {dM}{dt}}=\pi R^{2}F_{G}\Sigma _{p}{\sqrt {\frac {GM_{*}}{a^{3}}}}} ,

где R - размер тела, a - радиус его орбиты, M * - масса звезды, Σ p - поверхностная плотность планетозимальной области, а F G - так называемый параметр фокусировки, ключевой в данном уравнении, для различных ситуаций он определяется по-своему. Расти такие тела могут не до бесконечности, а ровно до того момента пока есть небольшие планетозимали в их окрестностях, пограничная масса (так называемой массой изоляции) при этом получается:

M = M (4 π a 3 Σ p) 3 2 3 M ∗ {\displaystyle M={\frac {{\sqrt {M}}(4\pi a^{3}\Sigma _{p})^{\frac {3}{2}}}{3M_{*}}}}

В типичных условиях она варьирует от 0,01 до 0,1 M ⊕ - это уже является протопланетой. Дальнейшее развитие протопланеты может следовать по следующим сценариям, один из которых приводит к образованию планет с твердой поверхностью, другой - к газовым гигантам.

В первом случае, тела с изолированной массой тем или иным образом увеличивают эксцентриситет и их орбиты пересекаются. В ходе череды поглощений более мелких протопланет образуются планеты подобные Земле.

Планета-гигант может образоваться если вокруг протопланеты останется много газа из протопланетного диска. Тогда в роли ведущего процесса дальнейшего приращения массы начинает выступать аккреция. Полная система уравнений описывающий данный процесс:

D r d m = 1 4 π ρ r 2 {\displaystyle {\frac {dr}{dm}}={\frac {1}{4\pi \rho r^{2}}}} (1)

D P d m = − G (m + M c o r e) 4 π r 4 {\displaystyle {\frac {dP}{dm}}=-{\frac {G(m+M_{core})}{4\pi r^{4}}}} (2)

D L d m = ϵ − T ∂ S ∂ t {\displaystyle {\frac {dL}{dm}}=\epsilon -T{\frac {\partial S}{\partial t}}} (3)

D P d T = P (T) {\displaystyle {\frac {dP}{dT}}=P(T)}

Смысл выписанных уравнений следующий (1) - предполагается сферическая симметрия и однородность протопланеты, (2) предполагается, что имеет место гидростатическое равновесие, (3) Нагрев идет при столкновении с планетозималями, а охлаждение происходит только за счет излучения. (4) - уравнения состояние газа.

Рост ядра будущей планеты-гиганта продолжается до M~10 ⊕ Примерно на этом этапе гидростатическое равновесие нарушается. С этого момента весь аккрецирующий газ уходит на формирование атмосферы планеты-гиганта.

Трудности аккреционного сценария

Первые же трудности возникают в механизмах формирования планетозималей. Общей проблемой для обеих гипотез является проблема «метрового барьера»: любое тело в газовом диске постепенно сокращает радиус своей орбиты, и на определенном расстоянии просто сгорит. Для тел размером порядка одного метра, скорость подобного дрейфа наибольшая, а характерное время гораздо меньше необходимого, чтобы планетозималь значительно увеличила свой размер .

Кроме того, в гипотезе слияния метровые планетозимали при столкновении скорее разрушатся на многочисленные мелкие части, нежели образуют единое тело.

Для гипотезы формирования планетозималей в ходе фрагментации диска, классической проблемой была турбулентность. Однако, возможное её решение, а заодно и проблемы метрового барьера, было получено в недавних работах. Если в ранних попытках решений основной проблемой являлась турбулентность, то в новом подходе этой проблемы нет как таковой. Турбулентность может сгруппировать плотные твёрдые частицы, а вместе с потоковой неустойчивостью возможно образование гравитационно-связанного кластера, за время гораздо меньшее, чем время дрейфа к звезде метровых планетозималей.

Вторая проблема - это сам механизм роста массы:

Сценарий гравитационного коллапса

Как и в любом самогравитирующем объекте, в протопланетном диске могут развиваться нестабильности. Впервые эту возможность рассмотрел Тумре (Toomre) в 1981 году . Оказалось, что диск начинает распадаться на отдельные кольца если

Q = c s k π G Σ < 1 {\displaystyle Q={\frac {c_{s}k}{\pi G\Sigma }}<1}

где c s - скорость звука в протопланетном диске, k - эпициклическая частота.

Сегодня параметр Q носит название «параметр Тумре», а сам сценарий называется неустойчивостью Тумре. Время, за которое диск будет разрушен, сравнимо со временем охлаждения диска и высчитывается сходным образом со временем Гельмгольца для звезды.

Трудности сценария гравитационного коллапса

Требуется сверхмассивный протопланетный диск.

Экзопланеты в двойных системах

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звезд значительно превышает число планет найденных в звездных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64 .

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит :

• Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов. Таковых 57.
• К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b, and Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится :

1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а.е. , концентрируясь вокруг значения в 20 а.е.
2. Планеты в широких системах (> 100 а.е.) имеют массу от от 0.01 до 10 M J (почти как и для одиночных звезд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0.1 до 10 M J
3. Планеты в широких системах всегда одиночные
4. Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0.925 и e = 0.935.

Важные особенности процессов формирования

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звезд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а.е.), то в двойных звезд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяженность протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращение времени жизни протопланетного диска Для широких двойных систем, как и для одиночных, время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет. Однако для систем с расстоянием между компонентами менее 40 а.е. время жизни протопланетного диска составляет 0.1-1 млн лет.

Планетозимальный сценарий образования

Несовместные сценарии образования

Существуют сценарии в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

• Один из таких сценариев - захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
• Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Экзопланеты в звездных скоплениях

Возможно существование планет, принадлежащих или обращающихся вокруг звездных скоплений.

2. Происхождение планет

Предполагается, что планеты возникли одновременно (или почти одновременно) 4,6 млрд. лет назад из газово-пылевой туманности, имевшей форму диска, в центре которого располагалось молодое Солнце. Образование звезд и планетных систем -- это, по-видимому, все-таки единый процесс, происходящий в результате конденсации облака межзвездного газа в силу его гравитационной неустойчивости.

Таким образом, протопланетная туманность образовалась вместе с Солнцем из межзвездного вещества, плотность которого превысила критические пределы. По некоторым данным (присутствие специфических изотопов в метеоритах), такое уплотнение произошло в результате относительно близкого взрыва сверхновой звезды. Взрыв сверхновой мог ускорить и стимулировать процесс конденсации, а также обеспечить содержание в составе газовой туманности тяжелых элементов. Допланетное облако было мало массивным. Если бы его масса превышала 0,15 массы Солнца, оно аккумулировалось бы не в систему планет, а в звездообразный спутник Солнца.

Протопланетное облако было неустойчивым, оно становилось все более плоским, конденсировалось в уплотненный диск, в нем возникали неустойчивости, которые приводили к образованию ряда колец, а газовые кольца превращались в газовые сгустки -- протопланеты. Протопланеты сжимались, твердые пылинки сближались, сталкивались, образовывали тела все больших размеров. В относительно короткий срок (10 n лет, где, по разным оценкам, n = 5--8) сформировались девять больших планет.

В настоящее время господствует идея холодного, а не горячего, начального состояния Земли и других планет Солнечной системы, которые возникли в результате аккреции частиц и твердых тел газово-пылевого протопланетного облака, окружавшего Солнце. Однако пока не решен вопрос, была ли Земля гомогенна или гетерогенна к концу своего формирования, образовались ли ядро, мантия и кора в результате гетерогенной аккреции или же наша планета создавалась из гомогенного материала, который затем подвергался дифференциации в процессе последующей геологической истории. Большинство исследователей придерживаются модели гетерогенной аккреции. (Хотя вопрос о разделе вещества допланетного облака на железные и силикатные частицы пока окончательно не решен.)

Астероиды, кометы, метеориты являются, вероятно, остатками материала, из которого сформировались планеты. Астероиды сохранились до нашего времени благодаря тому, что подавляющее большинство их движется в широком промежутке между орбитами Марса и Юпитера. Аналогичные каменистые тела, некогда существовавшие во всей зоне планет земной группы, давно либо присоединились к этим планетам, либо разрушились при взаимных столкновениях, либо были выброшены на пределы этой зоны вследствие гравитационного воздействия планет.

Происхождение систем регулярных спутников (т.е. движущихся в направлении вращения планеты по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости ее экватора) авторы космогонических гипотез обычно объясняют повторением в малом масштабе того же процесса, который они предлагают для объяснения образования планет Солнечной системы. Такие спутники есть у Юпитера, Сатурна, Урана. Происхождение иррегулярных спутников (т.е. таких, которые обладают обратным движением) эти теории объясняют захватом.

Что касается Луны, то наиболее вероятным является ее образование на околоземной орбите (возможно, из нескольких крупных спутников, которые в конечном счете объединились в одно тело -- Луну, что обеспечило ее быстрое нагревание), хотя продолжают обсуждаться и маловероятные гипотезы захвата Землей готовой Луны и отделения Луны от Земли.

Аналіз гіпотез виникнення Землі і Сонячної системи

Спостерігаючи за річним переміщенням Сонця серед зірок, стародавні люди навчилися завчасно визначати настання тієї або іншої пори року. Вони розділили смугу неба уздовж екліптики на 12 сузірїв...

Влияние Луны как естественного спутника на планету Земля

Происхождение Луны окончательно еще не установлено. Проблема в том, что у нас слишком много предположений и слишком мало фактов. Все это происходило настолько давно, что ни одну из гипотез невозможно проверить...

Возникновение и развитие звезд

В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и его уплотнение - мы уже рассмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия...

Гравитационные измерения

Многие явления в природе объясняются действием сил всемирного тяготения. Движение планет в Солнечной системе, искусственных спутников Земли, траектории полета баллистических ракет...

Зарождение Солнечной системы

Планеты Солнечной системы состоят из солнечного вещества низких энергий (ВНЭ), выброшенного из глубин солнца в результате движения его внутренних категориях взрывов в ходе его звездной эволюции. Первый взрыв электронов произошел 5, 726 млрд...

Земля - планета Солнечной системы

Возраст наиболее древних пород, обнаруженных в образцах лунного грунта и метеоритах, составляет примерно 4,5 млрд лет. Расчеты возраста Солнца дали близкую величину - 5 млрд лет. Принято считать, что все тела...

Земля как планета солнечной системы. Проблемы целостного освоения Земли

Земля - единственная планета, на которой в течение миллиардов лет развиваются различные формы жизни. Известно несколько гипотез о происхождении Земли. Почти все они сводятся к тому...

Современные представления о мегамире

Солнце - плазменный шар (плотность 1,4 г/см3, с температурой поверхности 6 тыс. К) в атмосфере которого - короне - происходят вспышки - протуберанцы. Излучение Солнца - солнечная активность - имеет цикл 11 лет. Хойл Ф., Галактики, ядра и квазары...

Солнечная система

Происхождение Солнечной системы из газопылевого облака межзвездной среды является наиболее признанной концепцией. Высказывается мнение, что масса исходного для образования Солнечной системы облака была равна 10 массам Солнца...

Первая теория образования Солнечной системы, предложенная в 1644 г. Декартом, имеет заметное сходство с теорией, признанной в настоящее время. По представлениям Декарта, Солнечная система образовалась из первичной туманности [Приложение1. Рис.3]...

Эволюция Вселенной

Вселенная - это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Во все времена люди хотели знать, как возник наш мир...

Ядерный синтез. Образование планетных систем

Решение вопроса о происхождении солнечной системы встречает основную трудность в том, что другие подобные системы в других стадиях развития мы не наблюдаем. Нашу солнечную систему не с чем сравнивать. Правда, около некоторых ближайших звезд...

На этот вопрос поможет ответить ведущая теория, которую принято называть «протопланетной гипотезой». Согласно ей, небольшие космические объекты влетали друг в друга, из-за чего происходило их соединение. Именно так формировались гиганты нашей планетарной системы, в том числе и «газовый гигант» Юпитер. Сам процесс формирования планет очень интересен и до конца еще не разгадан.

Все началось с рождения нашего светила – звезды по имени Солнце

Вышесказанная теория гласит, что примерно 4,6 миллиардов лет назад на месте нашей планетарной системы не было практически ничего, кроме газа и мелкодисперсной пыли. Данные составляющие образовывают туманности, о которых в современное время часто говорят астрофизики. Примером таких объектов является «Туманность Ориона».

Однажды, как считают планетологи, произошло некое событие, которое изменило давление в центральной части туманности. Возможно, данным событием являлся взрыв «сверхновой» либо пролет массивного космического объекта в непосредственной близости. В любом случае, после этого события туманность распалась, а в ее центре образовался диск. Давление в центральной части диска возросло настолько, что атомы водорода стали контактировать друг с другом, причем довольно тесно. До этого они спокойно сосуществовали и свободно перемещались в облаке. Контакт между атомами водорода заставил их слиться и превратиться в гелий. Таким образом, сформировался солнечный «зародыш», который в дальнейшем стал центром (ядром) светила.

Чтобы сформироваться, светилу понадобилось около 99% космического стройматериала, который располагался вокруг него. Но 1% материи все еще оставался свободным. Именно из него родились планеты, о которых мы знаем ныне практически все.

Вселенский хаос

Несмотря на то, что на ранней стадии формирования наша планетарная система находилась в хаосе, планеты формировалась с завидной скоростью. Газообразные вещества и космическая мелкодисперсная пыль быстро собирались в «сгустки». Светило уже тогда было настолько горячим, что испаряло любой лед, находившийся рядом с ним. Постепенно рождались и приобретали свою теперешнюю форму планеты. Каменистыми стали те объекты, которые располагались ближе к светилу, а газовыми – максимально отдаленные от него.

Согласно многим теориям, в нашей планетарной системе изначально было больше составляющих. Маленькие объекты постоянно врезались в большие, после чего становились их частью. Существует даже мнение, что когда-то в нашу Землю впечатался объект, по размеру сопоставимый с планетой Марс. Почему происходила данная «космическая бомбардировка», ученые не могут понять по сей день. Возможно, причиной тому являлись «газовые гиганты», которые постоянно тревожили остальных своим присутствием. Пролетая, они сбивали с орбиты «карликов-планет», которые потом врезались в более крупные объекты.

Можно ли считать, что на сегодняшний день все планеты Солнечной системы сформировались

Так думать не следует, так как в вышесказанной планетарной системе еще имеются объекты, которые теоретически могли бы стать планетами. К примеру, астероидный пояс, расположенный между гигантом-Юпитером и Марсом. Если бы гравитация первой планеты была бы мене сильной, возможно, астероиды сформировались бы в цельный космический объект. Кроме этого, через нашу систему постоянно пролетают кометы, метеориты и прочие объекты. Астрономы называют их «космическими кирпичиками» и не зря.

Теориям, подобным вышеописанной, можно доверять, так как астрономы проверяют их несколько раз с помощью современной технологии – компьютерного моделирования. Перед тем, как предложить теорию, специалисты создают несколько компьютерных моделей. В каждой из них события развиваются по-разному. Приемлемым вариантом будут считать тот, результат которого максимально соответствует действительности.