Loading Posts...

Солнечная система: молодые годы

Солнечная система в настоящее время представляет собой весьма устойчивую структуру, но этому предшествовали более четырех миллиардов лет бурной эволюции, особенно динамично менявшей ее облик в период «молодости»…

Жизнь человека состоит из перемен. С большинством из нас постоянно что-то происходит — радостное и трагическое, исключительное и повседневное. На многое можно жаловаться в наше бурное время, только не на недостаток изменений. Однако сложное хитросплетение событий заканчивается в какой-то тысяче километров над поверхностью Земли. Вне этого крохотного пространства ежедневные сводки новостей Солнечной системы выглядят однообразно: «Новости те же, что и вчера. Пролетела комета, упал метеорит, произошла вспышка на Солнце». Но так было не всегда. И не всегда так будет.

Дом, милый дом

Прежде чем говорить о жизни и судьбе нашего «космического дома», давайте обобщим, о чем именно пойдет речь. Центральный объект Солнечной системы — Солнце, светило спектрального класса G2, возраст которого по данным гелиосейсмологии оценивается примерно в 4,6 млрд лет. Оно находится приблизительно в середине периода своего активного существования. Звезда нам досталась (и похоже, что неслучайно) вполне комфортная. Она не слишком горяча, как более массивные звезды, не настолько подвержена вспышечной активности, как менее массивные, и, по-видимому, «прожигает» свое термоядерное горючее без особых эксцессов, позволяя и нам проживать свои жизни без оглядки на «солнечную погоду».

Вокруг Солнца в одном направлении обращаются восемь больших планет. Их орбиты мало отличаются от окружностей (исключение — Меркурий, ближайшая к Солнцу планета) и лежат примерно в одной плоскости. Эти планеты четко разделяются на две группы: четыре землеподобных и четыре газовых гиганта. «Внутренние» планеты земной группы плотны, компактны, состоят главным образом из каменистых пород, имеют мало спутников либо вообще не имеют. Более далекие гиганты велики, массивны, обладают многочисленными спутниковыми «свитами» и кольцами, состоят в основном из водорода с гелием и легких летучих соединений, а потому имеют невысокие средние плотности.

Помимо больших планет, в состав Солнечной системы входит неизмеримо большее количество малых тел, которые можно разделить на четыре основные группы (весьма, впрочем, неравные по численности). Между орбитами Марса и Юпитера располагается главный пояс астероидов; за орбитой Нептуна пролегли орбиты тел Пояса Койпера; по вытянутым эллиптическим орбитам движутся кометы: те, у которых периоды обращения не достигают 200 лет, относят к короткопериодическим, остальные — к долгопериодическим. Следует отметить, что «граница» между астероидами и кометами может оказаться довольно размытой и определяться, главным образом, способностью тела подходить близко к Солнцу.

Внутри этих групп деление можно продолжить. В частности, Пояс Койпера подразделяется на классический, рассеянный и резонансный. Объекты первого из них движутся вокруг Солнца по «планетным» орбитам (круговым с небольшим наклонением). Важной особенностью классического пояса является довольно резкий обрыв на гелиоцентрическом расстоянии примерно 50 а.е., возможно, отмечающий положение внешнего края протосолнечного диска. Более далекие объекты, вероятно, попали на свои орбиты позже, в результате гравитационного взаимодействия с большими планетами.

Наличие долгопериодических комет заставляет задуматься о том, что где-то далеко, на расстоянии до одного светового года от Солнца, существует резервуар кометных ядер — гипотетическое Облако Оорта. Гипотетическое — потому что ни одного объекта в самом облаке никто пока не видел. Правда, пара астероидов — Седна (90377 Sedna) и 2012 VP113 — даже в ближайшей к Солнцу точке орбиты слишком далеки от больших планет, чтобы испытывать гравитационное воздействие с их стороны (перигелийные расстояния Седны и 2012 VP113 равны соответственно 76 и 80 а.е.). Теоретически их можно отнести к самым близким представителям так называемого внутреннего облака Оорта. Но основная его часть прямым наблюдениям пока недоступна. Тем не менее, эта концепция прижилась в современной планетной астрономии: коль скоро к нам время от времени наведываются долгопериодические кометы — должно существовать и место, откуда они прилетают.

Современное распределение вещества в Солнечной системе отражает и особенности ее формирования, и последующую эволюцию. Нам, с высоты ее сегодняшнего многомиллиардолетнего возраста, довольно сложно отличить одно от другого. Но попытаться это сделать — можно, особенно сейчас, когда стали доступны результаты наблюдений как других планетных систем, так и протопланетных дисков, которым только предстоит стать такими системами.

Мы родились в коммуналке

Около 5 млрд лет назад небольшое (массой в несколько раз больше Солнца) газово-пылевое облако начало коллапсировать — неудержимо сжиматься под действием собственной гравитации. Вдобавок это облако медленно вращалось, но по мере сжатия благодаря закону сохранения момента импульса его вращение сильно ускорилось. Возрастающая центробежная сила препятствовала сжатию в направлении, перпендикулярном оси вращения, поэтому облако, на заре своего существования имевшее почти сферическую форму, в процессе коллапса сплющилось и превратилось сначала в шайбу, а затем — в довольно плоский газово-пылевой диск, который окружал загоревшуюся в его центре звезду.

Эта теоретическая картина, ведущая свою родословную от идей, сформулированных еще Кантом и Лапласом, сегодня получает конкретные, хотя, как почти всегда в астрономии, косвенные подтверждения. Наблюдения показывают, что практически все «новорожденные» звезды, не слишком отличающиеся от Солнца по массе (как в большую, так и в меньшую сторону), действительно окружены газово-пылевыми дисками, уже получившими в астрономической литературе название протопланетных. Есть свидетельства (опять же косвенные), что, по крайней мере, в некоторых из них уже идет процесс образования планет.

Возникает вопрос: можно ли считать протопланетные диски вокруг других звезд подходящими образцами для исследования молодой Солнечной системы? Частичный ответ на него позволяет получить так называемая солнечная туманность минимальной массы (Minimum Mass Solar Nebula, MMSN). Рецепт построения MMSN прост. Сначала вещество всех планет мысленно дополняется до химического состава нашей звезды. К планетам земной группы добавлять нужно много, к планетам-гигантам — поменьше. Затем полученное вещество «размазывается» в плоскости эклиптики по пространству между планетными орбитами с учетом расстояний между ними. Хоть эта теоретическая конструкция и называется солнечной туманностью, важно понимать, что само Солнце в нее не входит. Поскольку в рассмотрение включается все наличное вещество Солнечной системы (учтя возможные потери водорода, гелия и других летучих соединений), протосолнечный диск — без учета Солнца — не может иметь массу меньше, чем MMSN.

В итоге получается диск массой около 1-3% солнечной, в котором поверхностная плотность падает обратно пропорционально радиусу в степени 1,5. Масса в несколько десятков Юпитеров вполне типична для протопланетных дисков у солнцеподобных звезд, падение плотности по мере удаления от Солнца у MMSN тоже оказывается в пределах нормы. А вот радиус самой туманности определенно мал: большинство известных дисков простирается на сотни астрономических единиц от центральных звезд. Большинство, да не все. Такие же компактные диски, как наш, наблюдаются в Туманности Ориона (M42). Изначально они, вероятно, имели «обычные» большие размеры, однако в скоплении внутри M42 изобилуют яркие горячие светила, и такое «энергичное соседство» если не оказывается для дисков губительным, то уж точно не проходит без последствий. На снимках этих структур хорошо видно, как излучение окрестных звезд — в первую очередь звезд Трапеции — «сдувает» с них вещество.

Читать:  Состав Солнечной системы

Вполне возможно, что Солнечная система дошла до наших дней в «усеченном виде» именно потому, что родилась в таком «горячем» месте. Причем фоторазрушение диска не обязательно должно быть единственным объяснением. Высказывалось, например, предположение, что размер протосолнечной туманности был «урезан» в результате тесного сближения с другой звездой. Плюс этой гипотезы — в том, что возмущающее воздействие со стороны некогда существовавших соседей Солнца одновременно позволяет объяснить и происхождение «седноидов» (так обобщенно называют оба известных и ожидаемое множество неизвестных тел на орбитах типа Седны). Однако и прошлые сближения со звездами подразумевают, что Солнечная система сформировалась в тесном звездном скоплении.

В пользу нашего «коммунального прошлого» есть и более осязаемые свидетельства — признаки обилия в молодой Солнечной системе короткоживущих радиоактивных изотопов алюминия (26Al), железа (60Fe) и некоторых других элементов в количестве, превышающем среднее по Галактике. Эти изотопы синтезируются во время вспышек сверхновых, и их избыток, сейчас проявляющийся в избытке продуктов распада (например, 26Mg для 26Al), означает, что они попали в протосолнечное облако до того, как оболочка сверхновой успела перемешаться с межзвездным веществом. Иными словами, сверхновая взорвалась рядом, максимум в одном парсеке (3-4 световых года). При этом «засорение» радиоактивными изотопами оказалось весьма равномерным — выброс «пропитал» протосолнечную туманность насквозь.

Почти наверняка воздействие взрыва не ограничилось одними лишь химическими последствиями. Популярно предположение о том, что вспышка сверхновой не только обогатила Солнечную систему короткоживущими изотопами, но и стимулировала само ее образование. Теоретические расчеты показывают, что ударная волна от такого взрыва действительно способна вызвать коллапс изначально устойчивого газово-пылевого сгустка, да и реальные примеры подобных явлений как будто наблюдаются… Однако относительно роли этого процесса конкретно в формировании Солнечной системы специалисты к единому мнению не пришли. Статистика рождения звезд в нашей Галактике свидетельствует, что бóльшая их часть образуется без стимулирующего «толчка» извне, поэтому необходимости предполагать, что рождение именно нашей системы было инициировано вспышкой сверхновой, нет.

Впрочем, итог гравитационного коллапса, хоть самопроизвольного, хоть вынужденного, один и тот же — молодая звезда, окруженная диском. Дальше в этом диске должно начаться образование планет, и в протосолнечном диске оно действительно началось: иначе, откуда бы мы с вами взялись? Приходится, однако, признать, что до понимания этого процесса нам еще очень далеко. Точнее говоря, общее описание этапов формирования планет сделано уже давно, в 1960-е годы, но многие детали до сих пор остаются непроясненными.

«Из грязи в князи»

Собственно образование планет начинается со слипания космических пылинок. Именно со слипания: в плотном веществе диска пылинки с начальными диаметрами порядка десятых долей микрометра сталкиваются и прилипают друг к другу, образуя пылевые агрегаты все большего размера. Конечно, можно допустить, что этот процесс продолжается до тех пор, пока из мелких пылинок не образуются протопланетные тела, дальнейший рост которых обеспечивается уже не слипанием, а взаимным гравитационным притяжением. Но растущие пылинки на пути к планетам ожидает, как минимум, три барьера. Первые два — барьер отскока и барьер дробления — возникают из-за того, что эффективно слипаются между собой лишь мелкие частицы. При увеличении их размеров повышается вероятность других исходов (простого отскока или распада «обратно» на микрометровые фрагменты). В результате, если не придумать какую-нибудь хитрость, рост пылинок прекращается. Третий барьер — дрейфовый — связан с тем, что частицы по мере укрупнения должны все более сильно тормозиться газом протопланетного диска и падать на центральную звезду.

Три этих барьера (особенно дрейфовый) останавливают рост твердых фрагментов в протопланетном диске на размере менее одного метра, а потому они получили совокупное название «метрового барьера». Очевидно, что природа знает способы преодоления этого препятствия, поскольку планеты все же существуют; нам только и осталось, что найти эти способы. Их поиск ведется весьма активно, позволив наметить несколько вариантов решения проблемы барьеров, но все они, пожалуй, достойны стать темой отдельного рассказа. Пока же будем считать, что метровый барьер преодолен, и в протосолнечном диске сформировались планетезимали — протопланетные тела поперечником в десятки километров и больше.

Возникает искушение логически связать планетезимали с астероидами и прочей космической «мелочью», особенно стой, что время от времени падает на Землю. Понятно, что процесс образования планет не мог израсходовать вещество протопланетного диска со стопроцентной эффективностью. Что-то должно было остаться. Не это ли «что-то» летает сейчас в межпланетном пространстве?

Возраст большинства метеоритов действительно близок к возрасту Солнечной системы, однако в их составе встречаются довольно разновозрастные материалы, указывающие на то, что процесс формирования крупных тел занял продолжительное время и включал в себя далеко не только простое слипание пылинок. Строго говоря, непереработанных остатков истинно «досолнечного» вещества в метеоритах очень мало (хотя они там есть). Большая часть компонентов метеоритного материала несет в себе признаки бурной эволюции. Самым древним веществом, дожившим до наших дней в составе «небесных камней», являются так называемые кальций-алюминиевые включения (calcium-aluminium-rich inclusion, CAI) — светлые крупинки размером до сантиметра. Их структура говорит о том, что, по крайней мере, некоторые из них представляют собой не видоизмененные межзвездные пылинки, а крупинки твердого вещества, сконденсировавшиеся из газа уже в Солнечной системе.

Крупинки CAI встречаются в хондритах, названных так благодаря входящим в их состав хондрам — небольшим (также, как правило, до сантиметра в диаметре) шарообразным включениям, возникшим в результате плавления и быстрого остывания силикатных минералов (в частности, оливина). Частицы CAI, по современным оценкам, образовались вблизи Солнца почти одновременно — 4,57 млрд лет назад. Хондры начали формироваться в тот же период, но в более широком диапазоне гелиоцентрических расстояний и на протяжении более длительного времени — порядка 3 млн лет. Процесс, который привел к появлению хондр, неизвестен (неясно даже, один это был процесс или несколько), однако он должен был действовать в очень широких масштабах, охватывая значительную часть формирующейся планетной системы, поскольку хондры найдены в большинстве метеоритов. Интересно, что некоторые из них проходили цикл нагрева и охлаждения неоднократно. Наличие хондр означает, что к моменту, когда возраст Солнечной системы достиг порядка 2-3 млн лет, там все еще в изобилии присутствовали мелкие частицы (размером менее сантиметра).

На эволюцию протопланетных фрагментов существенно повлияло наличие в Солнечной системе короткоживущих изотопов, в первую очередь 26Al. Распад радиоактивного алюминия в первичном веществе приводил к выделению тепловой энергии. При этом тела километровых размеров не успевали эффективно «сбрасывать» тепло и начинали нагреваться. У менее массивных планетезималей это вызывало таяние льда, поэтому в некоторых метеоритах видны следы взаимодействия их вещества с жидкой водой. Более крупные объекты (размерами порядка десятков километров) разогревались радиоактивным распадом до такой степени, что в них происходила дифференциация, то есть расслоение вещества на железное ядро и каменистую оболочку.

Читать:  На Энцеладе есть жизнь?

Обломки, возникавшие при разрушении дифференцированных планетезималей, мы подбираем теперь на Земле как железные метеориты (ядро) и метеориты-ахондриты (оболочка). Хондры в них отсутствуют либо потому, что они были разрушены в процессе дифференциации, либо же дифференциация произошла раньше появления хондр. Последнее предположение вполне согласуется с гипотезой о решающем вкладе алюминия-26 в разогрев планетезималей. Период его полураспада равен всего 700 тыс. лет, поэтому времени на плавление крупных тел в молодой Солнечной системе было не так уж много. Это значит, что и процесс формирования объектов диаметром более 100 км также занял не свыше 2-3 млн лет; значительная их часть, по-видимому, образовалась примерно за миллион лет.

Некоторые планетезимали из области формирования планет земной группы дожили до наших дней. Где? Естественно, в главном поясе астероидов. Правда, за время существования Солнечной системы его «жители» неоднократно сталкивались друг с другом, так что теперь все объекты размером меньше 100-150 км являются не столько реликтами эпохи образования планет, сколько продуктами гигантской камнедробилки. В частности, не только железные метеориты и ахондриты, но и вообще все метеориты, попадающие на Землю, представляют собой продукты «столкновительного» распада астероидов главного пояса. Более крупные тела предположительно сохранились почти нетронутыми. Иными словами, астероиды размером больше 100 км — это такие же планетезимали (правда, изрядно «повзрослевшие»), как и те, из которых образовались большие планеты.

Гравитационный рост

После появления планетезималей дальнейший процесс формирования планет управлялся уже гравитацией. Современные модели предсказывают, что гравитационный рост должен происходить в два этапа — ураганного роста и олигархического роста. На первом из них планетезимали движутся с небольшими относительными скоростями и объединяются благодаря взаимному притяжению. При этом наиболее крупные растут быстрее, поскольку притягивают к себе большее количество менее массивных объектов. Чем больше их масса — тем сильнее они притягивают, чем сильнее они притягивают — тем больше становится их масса и т.д. В результате в протопланетном диске сильно увеличивается разрыв между самыми массивными и самыми легкими глыбами.

Этап ураганного роста заканчивается, когда масса крупнейших фрагментов становится настолько большой (примерно равной массе Луны), что они начинают вносить существенные гравитационные возмущения в движение менее массивных тел. Из-за этих возмущений средняя относительная скорость движения планетезималей увеличивается, и их столкновения все чаще начинают приводить не к слиянию, а к разрушению (как это происходит сейчас в главном поясе). На данном этапе массу наращивают только самые большие объекты, которые слишком крупны, чтобы разрушиться в результате столкновения. Такой рост называют «олигархическим», поскольку его переживают, попутно неимоверно увеличиваясь в размерах, только те, кто с самого начала больше «нахапал».

Здесь важно отметить следующее. Почти у каждой планеты есть какая-то «изюминка», для объяснения которой привлекается некое древнее столкновение с массивным протопланетным телом. У Меркурия это чрезмерно большое железное ядро, у Венеры и Урана — необычное осевое вращение, у систем Земля-Луна и Плутон-Харон — сравнительно большая масса спутника относительно центрального тела, у Марса — сильные различия рельефа в северном и южном полушариях и пр. Эти объяснения могут показаться попыткой заткнуть одной пробкой сразу много бутылок, но на самом деле взаимные столкновения были ключевым элементом формирования планет. Поскольку все они происходили при различных обстоятельствах, неудивительно, что в разных случаях мы видим разные итоги.

Этапы ураганного и олигархического роста наступают через несколько миллионов лет после образования CAI (поскольку точная дата формирования Солнечной системы неизвестна, за точку отсчета ее возраста часто берут момент появления CAI). В это время возникает важное различие между планетезималями и более крупными протопланетными телами, образующимися на разных расстояниях от Солнца — точнее, по разные стороны так называемой снеговой линии, ограничивающей внутреннюю «горячую» зону, где температура не позволяет летучим соединениям (в первую очередь воде — строго говоря, снеговая линия для каждого соединения своя) конденсироваться в твердое вещество. Точное положение снеговой линии в формировавшейся Солнечной системе определить сложно, так как для этого, в частности, нужно намного точнее знать параметры молодого Солнца, но примерно можно сказать, что она находилась на расстоянии 2-4 а.е. от нашей звезды.

Наличие снеговой линии приводит к нескольким важнейшим последствиям. Во-первых, излучение звезды (в совокупности, возможно, со звездным ветром) постепенно очищает внутренние области диска от остатков газа, не вошедшего в состав планетезималей. Поэтому в области образования планет земной группы сохранились главным образом тугоплавкие материалы. Эти планеты маломассивны просто потому, что для их формирования было доступно меньше «сырья». Объекты за пределами снеговой линии значительно тяжелее, поскольку в их состав, помимо нелетучих соединений, вошли куда более распространенные льды. Во-вторых, в области за снеговой линией газовое вещество диска сохранялось более длительное время, поэтому наиболее массивные планетезимали имели возможность расти не только за счет слияния, но и за счет аккреции окружающего газа.

Следовательно, и планеты там получились существенно более крупными. В-третьих, если представители земной группы, вероятно, «родились» примерно на тех орбитах, по которым движутся сейчас, то орбиты гигантов из-за взаимодействия с остаточным газовым диском претерпевали существенные изменения. И эти изменения, возможно, стали важнейшим фактором эволюции Солнечной системы вообще и жизни на Земле в частности.

Танцы с гигантами

Численные модели этапов ураганного и олигархического роста в области планет земной группы в свое время столкнулись со следующей проблемой: они не могли объяснить, как в одном и том же диске одновременно образовались более массивные Земля и Венера вместе с менее массивными Меркурием и Марсом. Впрочем, с Меркурием вопрос темный. Его большое ядро может быть признаком того, что начальная масса этой планеты была существенно больше, но потом ей как-то особенно сильно не повезло с очередным столкновением. К тому же какую-то специфическую и пока не учтенную роль могла сыграть близость к Солнцу. Иное дело — Марс. В моделях, успешно воспроизводивших появление Венеры и Земли, он неизменно получался в несколько раз более тяжелым, чем на самом деле.

Популярное сейчас решение проблемы «маленького Марса» было предложено совсем недавно, в 2011 г., Кевином Уолшем (Kevin Walsh) с соавторами и получило название модели Большого Оверштага (Grand Tack). Чтобы Красная планета «не доросла» до слишком большого размера, ее росту должно было что-то помешать. Такой помехой в рассматриваемой области пространства мог быть только Юпитер, однако он сейчас находится слишком далеко от марсианской орбиты. Уолш с коллегами предположили, что сразу после своего образования газовый гигант выполнил грандиозный маневр: сначала приблизился к Солнцу, а затем удалился обратно.

Читать:  Как нам обустроить Солнечную систему

Причиной таких «пируэтов» стало взаимодействие с остатками газового диска, а позже — с Сатурном. Согласно модели Большого Оверштага Юпитер образовался раньше остальных планет, в то время, когда исходный протопланетный диск в месте формирования планет-гигантов еще не рассеялся. Его взаимодействие с Юпитером привело к миграции последнего ближе к Солнцу. Чуть позже и дальше крупнейшей планеты сформировался Сатурн, который также начал мигрировать к центру Солнечной системы, пока не попал в резонанс 3:2 с Юпитером (то есть в ситуацию, когда три юпитерианских орбитальных периода оказались точно равны двум сатурнианским). После этого направление миграции обеих планет изменилось на противоположное.

Такие планетные маневры позволяют решить сразу несколько проблем. Во-первых, приближение Юпитера «взбаламучивает» диск планетезималей и не дает сформироваться в нем большому Марсу. Чтобы объяснить наблюдаемое соотношение масс Марса и Земли, достаточно предположить, что крупнейшая планета «развернулась» в полутора астрономических единицах от Солнца. Во-вторых, мигрируя туда-сюда, Юпитер с Сатурном разрушили и «перезаполнили» пояс астероидов, заселив его внутреннюю часть относительно безводными планетезималями, сформировавшимися внутри снеговой линии, а внешнюю часть — обогащенными водой объектами из-за ее пределов.

Это разделение сохранилось в главном поясе до сих пор: ближе к Солнцу наблюдаются почти лишенные воды астероиды класса S (силикатные), дальше от Солнца — богатые водяным льдом и другими летучими соединениями астероиды класса C (углистые). Наконец — в качестве суперприза — гравитационные возмущения от «танцующих» планет-гигантов направили значительное количество C-астероидов в центральную часть Солнечной системы, где они, в частности, снабдили водой формирующуюся Землю. Это очень важное дополнение, поскольку наша планета образовалась в той области пространства, где планетезимали должны были быть преимущественно «сухими».

После Большого Оверштага формирование планет земной группы продолжалось еще пару-тройку десятков миллионов лет. Последний большой удар по Земле, предположительно приведший к появлению Луны, случился примерно на 100 млн лет позже образования CAI. Но и после этого процесс выстраивания структуры Солнечной системы не закончился. Прямо у нас перед глазами есть наглядное свидетельство того, что через несколько сотен миллионов лет после рождения она пережила еще одно перемещение планет-гигантов. Это свидетельство — лунные кратеры и моря. Исследование горных пород нашего естественного спутника в 1970-е годы показало, что возрасты большинства ударных структур на Луне попадают в довольно узкий интервал от 4,1 до 3,8 млрд лет. Рост числа столкновений в то время, примерно через 700 млн лет после начала образования Солнечной системы, оказался настолько значительным, что данный эпизод поначалу получил название «лунного катаклизма». Позже признаки интенсивного «метеоритного обстрела» в аналогичную эпоху были обнаружены и на других телах, поэтому теперь это событие называется поздней тяжелой бомбардировкой (Late Heavy Bombardment, LHB) — без привязки к Луне.

В середине 2000-х годов группа астрономов из Обсерватории Лазурного берега (Ницца, Франция) задалась вопросом о причинах этой бомбардировки и попыталась связать дестабилизацию малых тел Солнечной системы с новыми перемещениями планет-гигантов. После того, как рассеялся газ протопланетного диска, последние продолжали гравитационно взаимодействовать с оставшимися в диске планетезималями, обмениваясь с ними энергией. При этом Сатурн, Уран и Нептун в основном отправляли малые тела во внутренние области Солнечной системы, а сами уходили все дальше от Солнца. Юпитер же отбрасывал падающие извне объекты обратно на периферию, терял при этом энергию и постепенно приближался к нашему светилу.

Детальная численная модель этого процесса, разработанная в Обсерватории Лазурного берега, получила название «Модели из Ниццы». Согласно ей изначально планеты-гиганты находились ближе друг к другу — в интервале расстояний от 5,5 до 17 а.е. (при этом исходное расположение Юпитера и Сатурна вполне может задаваться результатом Большого Оверштага). Затем Юпитер начал двигаться к центру Солнечной системы, Сатурн мигрировал в противоположном направлении, и отношение их периодов стало постепенно приближаться к двойке. Через несколько сотен миллионов лет — конкретное время зависит от параметров модели — планеты попали в резонанс 2:1, и этот резонанс нарушил «планетное равновесие», переведя их на орбиты с большими эксцентриситетами (близкими к современным значениям) и ускорив их движение.

По окончании этой «перестройки» Уран и Нептун значительно удалились от места своего рождения, что отчасти может объяснить проблему их образования. В протосолнечном диске на расстоянии 20-30 а.е. от Солнца плотность вещества была слишком мала, чтобы ледяные гиганты успели сформироваться до того момента, когда газовый диск прекратил существование. Тот факт, что, согласно «Модели из Ниццы», они появились существенно ближе к Солнцу, с этой точки зрения оказывается весьма кстати.

В процессе всех этих перемещений существенно больший хаос, естественно, был внесен в движение планетезималей. Часть из них из-за гравитационного воздействия «танцующих гигантов» устремилась к центру Солнечной системы и устроила там позднюю тяжелую бомбардировку. Значительная часть малых тел из области нынешнего Пояса Койпера отправилась в противоположном направлении, из-за чего нынешняя масса этого пояса оказалась существенно меньше предполагаемой массы планетезимального диска, в котором могли бы образоваться наблюдаемые транснептуновые объекты. Часть разлетающихся в разные стороны планетезималей была захвачена газовыми и ледяными гигантами, образовав системы иррегулярных спутников.

На данный момент «Модель из Ниццы» считается наиболее успешной попыткой объяснить прошлые события и нынешнюю архитектуру Солнечной системы. Но при этом ни она, ни модель Большого Оверштага, ни другие гипотезы, описанные выше, не являются полностью общепринятыми. Образование и эволюция планетных систем сейчас очень активно исследуются, постоянно подпитываясь новыми данными о Солнечной системе и о планетах иных звезд. Поэтому не исключено, что от каких-то современных представлений о жизни нашего «космического дома» в будущем придется отказаться — так же, как ученые уже не раз отказывались от многих прежних представлений.

Так или иначе, через какой-нибудь миллиард лет после рождения Солнечной системы бурные события в ней в основном закончились. Их итогом стала сегодняшняя стабильность, устойчивое равновесие, вывести из которого нашу «планетную семью» очень непросто. Хотя… Непросто — не значит невозможно. Но это уже совсем другая история…

Подписывайтесь на наши каналы в Яндекс Дзен и Телеграмм
Подписаться
Уведомление о
guest
0 комментариев
Inline Feedbacks
View all comments
Loading Posts...