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 еще не стало настоящим солнцем, однако часть вещества остается вне этого тела на расстояниях, соответствующих планетным, в виде диска или колец. Как это вещество собралось вместе и образовало планеты? По этому поводу существуют различные мнения, но все согласны в том, что процесс развивался в несколько стадий.

В облаке каждый элемент с точкой плавления, меньшей температуры облака, может существовать только в виде пара или газа

В облаке каждый элемент с точкой плавления, меньшей температуры облака, может существовать только в виде пара или газа. Однако если точка плавления выше этой температуры, то такие элементы лишь частично присутствуют в виде твердых зерен. Так происходит потому, что все вещества имеют какое-то давление пара, хотя оно и очень мало, если температура значительно ниже точки плавления. В межзвездном облаке давление настолько низкое, что значительная часть равномерно распределенного железа и силикатов существует в виде пара (при таких низких давлениях жидкая фаза отсутствует).

Когда из части межзвездного облака образуется солнечная туманность

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 оказывается достаточно большой

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 при-мерно 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.

 

Новая планета видео: