Первый Советский космонавт
Космонавты побывавшие в космосе
Астрономия Древней Греции
Космодром Байканур
Начало космической эры
Космическая техника СССР
Федерация Космонавтики - "Cтраницы история"

Гравитация
Двойные звезды

Тайны космоса XX век. Хроника необъяснимого

    Когда из части межзвездного облака образуется солнечная туманность, рост давления приводит к тому, что часть пара конденсируется в зерна. Одновременно гравитационное тяготение материала туманности стягивает эти зерна к срединной плоскости, так как хотя центробежная сила не позволяет им двигаться к оси вращения, эта сила не мешает движению перпендикулярно срединной плоскости. Вначале зерна, преодолевая сопротивление газа, падают медленно, но затем, по мере того как растут их размеры в результате конденсации из пара, зерна начинают падать все быстрее. Если пар не истощенный, то зерна при диаметре 3 см должны достигнуть срединной плоскости через 10 лет.
    
    Если общая масса вещества на единицу площади (т. е. поверхностная плотность) пылевого диска в каких-то местах оказывается достаточно большой, то случайные скопления вещества в этом диске будут сжиматься под действием собственного тяготения. В результате такого процесса пылевое облако соберется в локальные агрегации, так называемые планетезимали, имеющие, вероятно, около 100 м в поперечнике. В свою очередь распределение планетезималей также нестабильно, и они собираются в планетезимали второй генерации с поперечником около 5 км, на что уходит несколько тысяч лет. После этого рост связан не только с притяжением, но и со столкновениями тел, и в течение примерно 0,1 млн. лет образуются планеты. В других теориях главным процессом, приводящим к аккреции, считается слипание зерен. Керридж перечисляет несколько механизмов слипания, включая сварку при столкновениях и электростатическое притяжение. Указывалось и на роль магнитного притяжения между зернами железа. Когда планетезималь достигает достаточно больших размеров, важным фактором дальнейшего добавления материала становится гравитационное притяжение.
    Специалисты согласны в том, что механизм слипания требует, чтобы аккреция продолжалась в течение десятков миллионов лет, т. е. много дольше, чем характерное время действия механизма гравитационной неустойчивости, описанного выше. Поэтому слипание не имело бы большого значения, если бы в диске, находящемся в состоянии аккреции, не было турбулентности, препятствующей росту планетезималей.
    Согласно другим теориям, материал солнечной туманности (небулы) под действием гравитационных сил сначала собирается в отдельные облака, или протопланеты, и только после этого начинают действовать описанные выше механизмы аккреции, приводящие к тому, что протопланеты становятся теми планетами, которые мы знаем.
    Фракционирование элементов и роль температуры. В ходе процесса образования центрального солнца и планет из части межзвездного облака существует много возможностей для того, чтобы элементы испытали в какой-то мере сегрегацию, или фракционирование (т.е. разделились бы на фракции). Один из главных факторов-отличие зерен, сложенных менее летучими и обычно более тяжелыми элементами, от газов. Фракционирование могло происходить путем простого оседания зерен в газе, как это отмечалось при описании образования пылевого диска; оно может быть связано с тем, что зерна гораздо реже, чем газовые частицы, получают электрический заряд и, таким образом, подвергаются действию электромагнитных сил; фракционирование могло быть вызвано способностью зерен слипаться посредством различных описанных здесь механизмов. Вероятно также, что зерна силикатов могли отделяться от зерен металлов из-за их различной плотности, а эксперименты показали, что при столкновении зерен металлов их слипание гораздо более вероятно, чем при столкновении зерен силикатов. Помимо этого, если магнитное притяжение между зернами имеет сколько-нибудь важное значение, то оно, очевидно, благоприятствует аккреции железа и никеля.
    До сих пор температура упоминалась только изредка, но она играет ключевую роль в большинстве теорий аккреции и состава планет. То, какие элементы или соединения сформируют зерна, зависит, в ряду других факторов, от температуры, так как все вещества способны испариться, если температура достаточно высока. Кроме того, все согласны, что туманность должна при сжатии нагреваться, причем самая высокая температура будет вблизи ее центра. Однако различные теории расходятся в вопросе о том, когда оказывает температура наибольшее воздействие - на ранних стадиях эволюции туманности, разогревая ее, или же позже, когда протопланеты станут остывать и зерна начнут снова образовываться при конденсации.
    Прентис в своей теории предполагает, что хотя внутри орбиты Меркурия и образовались кольца, температура была там слишком высока, чтобы могли существовать какие-либо зерна, и поэтому начало аккреции там оказалось невозможным. На орбите Меркурия температура составляет около 1000°С, и только наиболее тугоплавкие вещества-некоторые металлы и силикаты-могут там конденсироваться, что и объясняет высокую плотность этой планеты. В широком смысле это относится ко всем планетам земной группы, тогда как Юпитер является самой близкой к центру планетой, при образовании которой могла происходить аккреция более летучих и более легких элементов, таких, как соединения Н, С, N и О.
    С некоторыми из этих механизмов фракционирования связаны, вероятно, различия в общем составе планет, особенно различия между планетами земной группы и планетами-гигантами, в то время как другие механизмы могли привести к расслоению планеты путем аккреции одних элементов раньше других.
    Что же мы узнали, попытавшись проникнуть в суть проблем, связанных с образованием Солнечной системы? Хотя здесь остается еще много неопределенностей, некоторые общие заключения можно сделать. Вероятно, Солнечная система произошла в конечном счете из межзвездного облака, причем вместе со многими другими звездами. Состав, наиболее близкий к составу первоначальной Солнечной туманности, должен характеризовать само Солнце, так как оно образовалось, не испытав сложных процессов аккреции и фракционирования, пройденных планетами (на многие планеты повлияло, кроме того, развитие Солнца). Массы и состав планет можно вывести из грубо равных масс солнечного состава, разделившихся путем последовательного фракционирования. Юпитер потерял сравнительно мало водорода и гелия, Сатурн-значительно больше, тогда как Уран и Нептун утратили большую часть этих элементов и состоят главным образом из соединений углерода, азота и кислорода с небольшим количеством водорода. Планеты земной группы состоят преимущественно из более тяжелых элементов.

 Пионеры ракетной техники
 Начало космической эры
 Ракеты носители
 Человек в космосе
 Голоса из космоса
 Космическая метеорология
 Изучение Земли
 Наука о космосе
 Полеты ЛМС к Луне
 Полеты ЛМС к планетам
 Человек на Луне
 Первыe космические станции
 Рукопожатие на орбите
 Спейс Шаттл
 Полет человека на Марс
 Завод в космосе
 Электростанции в небе
 База на Луне
Космические поселения
 Развитие ракетно-космической техники в СССР
 Советские исследования планеты Венера
 Oрбитальные станции «Салют» Второго поколения
 Исследования по космическому производству В СССР