Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

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.