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

    В этой модели предполагается, что все вещества, вовлеченные в аккрецию при образовании каждой планеты, уже сконденсировались в зерна и в случае планет земной группы, сложенных скальными горными породами, имели температуру в каком-то интервале ниже 100°С. Допускается также, что эти зерна были полностью перемешаны и имели состав, не сильно отличающийся от состава хондритов С1. Нет необходимости считать, что при подаче компонентов во время аккреции зерен происходили какие-то изменения их химического состава. Имеются, однако, существенные причины, которые могли привести к последовательной сегрегации элементов вследствие разогрева, повторявшегося как во время, так и после аккреции.
    
    Вначале повторный разогрев связан с самой аккрецией, так как постепенное падение зерен, образующих планету, вызывает потерю кинетической энергии, большая часть которой должна перейти в тепло. На ранних стадиях аккреции сила притяжения мала и скорость удара новых добавляющихся зерен низкая, но с ростом протопланеты скорости падения зерен возрастают, и повышение температуры становится более существенным. Некоторая часть конденсировавшегося материала может снова улетучиться (испариться); в частности, кислород, сера, углерод и щелочные элементы могут высвободиться главным образом из силикатов, оказаться на поверхности, где происходит аккреция, и рассеяться в пространстве в виде различных окислов (Н20, С02, S02 и т.д.). Потеря таких богатых кислородом соединений путем улетучивания должна сопровождаться восстановлением оставшегося силикатного вещества.
    Оба летучих элемента теряются, и процессы восстановления (преобразования) по мере увеличения размеров протопланеты усиливаются. При одном и том же исходном материале наиболее массивные планеты должны иметь наименее окисленный состав, так как они сильнее разогревались во время аккреции. Поскольку кислород представляет собой один из самых легких элементов на планетах земной группы, из этой модели непосредственно вытекает, что самые крупные планеты должны иметь наивысшую плотность и содержать наименьшие концентрации сравнительно летучих щелочных элементов. Это очень важное следствие, так как оно отличается от того, что предсказывается моделью неоднородной аккреции, где ключевую роль играет расстояние от Солнца, а не размер планеты.
    Вторая причина планетарного нагревания, когда аккреция уже завершена, радиоактивный распад. Очень неопределенным остается вопрос о времени, когда это произошло, но как раз время играет здесь решающую роль. Например, если вся Земля сформировалась еще тогда, когда возникли высокотемпературные конденсаты метеорита Allende, то она должна содержать около 0,5млн-1 26А1, т.е. такое количество этого изотопа, которого достаточно для того, чтобы вся наша планета расплавилась! Но задержка на 0,7 млн. лет (период полураспада 26А1) уменьшит выделение тепла вдвое.
    Теперь нам ясно, что разогрев только что образовавшихся планет мог идти под действием двух процессов: аккреции и последующего распада короткоживущих радиоактивных изотопов. По мере нагревания, поддерживавшегося, возможно, после аккреции радиоактивным распадом разных изотопов, происходило плавление. Вещества, богатые восстановленным железом, должны были плавиться первыми при температурах между 1000 и 1500°С, когда силикаты оставались еще твердыми. Поверхность планеты была холодной вследствие излучения тепла в пространство, и поэтому предполагается, что вскоре после аккреции вокруг каждой планеты образовалась жесткая изолирующая кора. Следовательно, расплавленное вещество должно было собираться на некоторой глубине под поверхностью, возможно, в форме линз или каплевидных скоплений. По мере того как масса таких «капель» увеличивалась, сила тяжести становилась больше прочности силикатов, и «капли» проходили сквозь силикатную массу к центру планеты. Опускание тяжелых масс высвобождало еще больше гравитационной энергии в виде тепла, вызывая быстро развивающийся процесс, в результате которого появилось расплавленное ядро, состоящее преимущественно из железа, а силикатная мантия осталась твердой. Таким образом, первично однородные по составу планеты земной группы могли на ранней стадии своей истории стать внутренне расслоенными на две главные области-ядро и мантию.
    Все эти события имели место вскоре после образования Солнечной системы, т.е. 4,6 млрд. лет назад. После этого планеты испытали процессы дальнейшего частичного плавления и сегрегации элементов, связанные как с начальным разогревом, так и с длительным радиогенным выделением тепла при распаде 238U, 235U, 232Th и К. В частности, шел рост химически обособленного корового слоя, имеющегося на Земле и Луне и постулируемого для Марса и Венеры. В противоположность быстрому образованию планетных ядер развитие коры, согласно вполне надежным данным, заняло в истории каждой планеты значительный отрезок времени. Однако длительность этого развития является, по-видимому, функцией размера планеты и связана с отношением объема к площади поверхности, что определяет отношение количества выделяемого тепла к величине тепловых потерь при излучении.

 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