Солнечная туманность

Температуры конденсации в Солнечной туманности

Температуры конденсации в Солнечной туманности Гроссман и Лаример  определили в 1974 г. экспериментальным путем при том относительном вакууме (10″4атм), который существовал, вероятно, во время конденсации. Результаты их исследования представлены  в виде списка минералов, определяющих конечный химизм возникающих конденсатов. Эта таблица сильно упрощена, и следует отметить, что в указанных там минеральных образованиях могут присутствовать различные малые элементы, вызывающие небольшие изменения соответствующих температур.

Тугоплавкими названы вещества, которые конденсируются при температурах выше 1000°С

Тугоплавкими названы вещества, которые конденсируются при температурах выше 1000°С; к ним относятся богатые кальцием и алюминием конденсаты типа Allende, образующиеся при самых высоких температурах. За ними следуют металлическое железо и железо-магниевые силикаты. Вещества, остающиеся летучими при температурах ниже 1000°С, включают щелочные элементы (хотя они могут входить в состав полевого шпата, сформировавшегося раньше), сульфид железа и окись железа. При самых низких температурах из разреженного газа конденсируются вещества, которые мы обычно считаем газообразными (у земной поверхности при температуре 0-30°С).
Данные  показывают, что большая часть вещества метеоритов и планет земной группы должна была сконденсироваться по мере остывания облака до начала и во время аккреции при температурах вплоть до 100°С, тогда как вещество внешних планет не могло конденсироваться, пока температура не упала значительно ниже 0°С. Это снова возвращает нас к радиальному температурному градиенту, упоминавшемуся ранее. Однако приверженцы неоднородной аккреции планет заявляют, что температура понижалась локально и что конденсаты формировались в течение всего времени, пока происходила аккреция планет.

Это означает, что на любом данном расстоянии от Солнца различные вещества постепенно переходя в твердое состояние в соответствии с температурой конденсации, в результате чего и возникло существующее ныне расслоение планет. В менее плотных внешних планетах развивались силикатные и железные ядра, после чего уже происходила конденсация и аккреция толстых газообразных оболочек.

Для плотных планет земной группы, состоящих из скальных горных пород, ранние стадии имеют гораздо большее значение: согласно модели неоднородной аккреции, сначала образовалось высокотемпературное ядро, богатое кальцием и алюминием, затем оно сменилось ядром из металлического железа и, наконец, сформировались силикаты мантии: форстерит, диопсид, анортит и т.д.. Таким образом, возникает трехслойная гетерогенная структура. В дальнейшем, как это можно предвидеть так же, как и в однородной модели, внутренние области разогреваются до температуры, достаточной для плавления и сегрегации элементов по плотности, образуется плотное центральное ядро, богатое железом, а более легкие высокотемпературные конденсаты возвращаются в силикатную внешнюю оболочку. Затруднение с этой частью неоднородной модели состоит в том, что детали многослойной аккреции нельзя проверить непосредственными наблюдениями, так как слои образуют временную, преходящую структуру. Добротная научная теория должна давать такие предсказания, которые можно проверить, но этот аспект модели неоднородной аккреции туманен и нечеток.

Однако радиальные температурные градиенты в Солнечной туманности проверке поддаются

туманностиОднако радиальные температурные градиенты в Солнечной туманности проверке поддаются, и мы уже отмечали ранее, что на внешних планетах конденсация закончилась при более низких температурах, чем на планетах земной группы.

Но из этого следует, что должны существовать различия в составе, а значит, и в плотности также внутри этой группы. Если доаккреционная сегрегация элементов имела в этом масштабе какое-то значение, то планеты, расположенные дальше от Солнца, должны содержать больше щелочных полевых шпатов, троилита, магнетита и т.д., конденсирующихся при низких температурах.

Помимо обогащения щелочными элементами в том же направлении должно наблюдаться понижение отношения Fe/Siи, следовательно, средней плотности (так как железо значительно плотнее силикатов). Мы исследуем эти предсказания более подробно в совокупности с данными о планетах, а пока что представим основные черты данной модели.

    Похожие статьи из категории: Солнечная система
  • Ататмосфера солнца

    Распространенность элементов на Солнце («солнечные обилия» элементов) определяется по спектральным линиям поглощения Распространенность элементов в атмосфере Солнца.

  • Образования солнца

    В ходе процесса образования центрального солнца и планет В ходе процесса образования центрального солнца и планет из части межзвездного облака существует много возможностей для того, чтобы элементы испытали в какой-то […]

  • Образование планет

    В результате эволюции туманности большая часть ее массы сосредотачивается в небольшом горячем центральном теле В результате эволюции туманности большая часть ее массы сосредотачивается в небольшом горячем центральном теле, которое пока […]

  • Протозвезды

    Развитие протозвезды в систему протопланет, обращающихся вокруг центральной массы Развитие протозвезды в систему протопланет, обращающихся вокруг центральной массы. К началу этой стадии облако разбилось на много тысяч отдельных мелких облачков, […]

  • Образование протозвезд

    Особенности Солнечной системы В настоящий момент не существует теории, которая удовлетворительно объясняла бы все особенности Солнечной системы начиная с правдоподобного первичного состояния. В то же время каждую отдельную особенность можно […]