Происхождение Солнечной системы

Образование Солнца и планет является одним из фундаментальных вопросов естествознания. Джордано Бруно в ХVI веке был первым, высказавшим мысль о том, что многие звезды, как и Солнце, окружены планетами и эти системы то возникают, то умирают. Только в ХVIII веке благодаря трудам выдающихся ученых Иммануила Канта и Пьера Лапласа сформировалась наука о происхождении всех небесных тел - космогония. Они показали, что т. к. движение всех планет подчинено одному закону, то и образование их должно также происходить по единому закону. Именно они высказали идею о газопылевой туманности, первоначально вращавшейся вокруг Солнца, из которой впоследствии и сформировались планеты.

Звезды типа Солнца - желтые карлики, формируются при сжатии газопылевых облаков. Почему это облако начало сжиматься? По одной из гипотез на него мог повлиять взрыв близкой сверхновой звезды, ударные волны от которого и заставили облако сжиматься и вращаться. По другой - газопылевое облако, в силу своего участия в общем вращении ГМП, начало сжиматься, однако большой момент вращения не допускает дальнейшего сжатия и облако распадается на отдельные сгустки - будущие планеты. Надо отметить, что начальный момент превращения газопылевого облака в протопланетный диск, наименее ясный момент в процессе формирования Солнечной системы. Как бы то ни было, радиус газопылевого облака должен был быть больше радиуса орбиты девятой планеты - Плутона, равной 40 А. Е. Состав облака характеризовался 99% газа и 1% пылевых частиц размером в микроны. Когда газопылевое облако начало сжиматься и вращаться массы - будущему Солнцу, в дисковидном облаке возникали мощные турбулентные вихри, ударные волны, гравитационные приливы, перемешивающиеся газ облака, которое, благодаря этому оставалось однородным. Время, необходимое для образования диска из облака оценивается всего лишь в 1000 лет, газ при этом охлаждается и образуются более крупные пылевые частицы, конденсируясь из газа, т.к. давление в облаке очень небольшое. В центральной части диска, благодаря быстрому коллапсу, зажглось Солнце, а при удалении от него в протопланетном диске температура уменьшалась до десятков градусов на краю диска, что подтверждается конденсацией льда воды за поясом астероидов. Итак, частицы пыли перемещались к центральной плоскости диска и чем крупнее была пылинка, тем быстрее она “ падала ”. Внешние слои диска теряли газ за счет его нагревания излучением молодого Солнца и мощного потока ионизованной плазмы - солнечного ветра. Когда плотность пылевых частиц в субдиске достигал некоторого критического значения, диск стал гравитационно неустойчивым и начал распадаться на отдельные сгущения пыли, причем, чем выше была плотность в сгущении, тем оно быстрее увеличивалось в размерах. Плотные сгустки, размером с хороший астероид, сталкиваясь, объединялись и увеличиваясь в размерах, превращались в рой планетезималей, размером до 1 км. Слипание, объединение планетезималей возможно только в случае небольшой скорости, соударения и неровной контактной поверхности, облегчавшей их сцепление. Не исключено, что в облаке Оорта на краю Солнечной системы сохранились еще допланетные планетезимали, попавшие туда благодаря гравитационным возмущениям со стороны планет -гигантов. Образование планетезималей заняло не более 1 млн. лет, т.е. произошло с космической точки зрения почти мгновенно.

Важнейшим этапом была аккреция собственно планет из роя планетезималей, занявшая уже гораздо больше времени, около 1000 млн.лет. Современное численное моделирование позволяет рассчитывать скорости допланетных тел и распределение их масс. Эти тела двигались по круговым орбитам, сталкиваясь друг с другом, разрушаясь, выбрасывая газ и пыль, но если тело было крупное, оно не разваливалось от ударов, а, наоборот, присоединяло к себе другие частицы и планетезимали. Чем больше было тело, тем оно быстрее росло и вступало в гравитационное взаимодействие с другими телами, изменяя их орбиты. Именно в этих, наиболее крупных телах и сосредотачивалась основная масса вещества допланетного диска, образуя зародыши планет. Одно из основных условий роста тел - это низкие скорости их столкновения, не превышающие 1 м /сек. Образования группы внутренних планет происходило за счет соударений каменных планетезтмалей, в отсутствии легких газов, которые удалялись солнечным ветром. Но планеты -гиганты, вернее их силикатные ядра, достигали уже размеров 2-3 массы Земли и сумели удержать водородно -гелиевую газовую оболочку. Когда Юпитер на стадии быстрой аккреции достиг внушительных размеров - примерно 50 масс Земли, он присоединил к себе весь газ из окружающего пространства и далее аккреция пошла уже намного медленнее, т.к. газ оказался исчерпанным. Сатурн, который расположен дальше от Солнца, рос медленнее и по составу отличается от Солнца сильнее, чем Юпитер. Точно также, двухступенчато, росли и остальные планеты - гиганты. Сначала формировались ядра, а затем происходила аккреция газов. Огромные количества энергии, высвобождавшееся при аккреции, нагревало внешние газовые оболочки планет -гигантов до нескольких тысяч градусов. Любопытно, что когда формировались спутники Юпитера, то ближе к нему расположенные, особенно Ио, и, в меньшей степени, Европа состояли из каменного вещества, т. к. температура на этих орбитах была выше температуры конденсации водяного пара. Дальние спутники - Ганимед и Каллисто, в большей своей части состоят уже из льда воды, т. к. температура была низкой, поэтому в составе далеких спутников планет -гигантов, да и самих наиболее удаленных планет, распространены конденсаты метана, этана, аммиака и воды. Спутники планет образуются по той же принципиальной схеме, что и сами планеты. Во время аккреции планеты часть планетезималей захватывается силой ее гравитации на околопланетную орбиту. Так у планеты формируется доспутниковый диск, из которого путем аккреции образуются спутники. Для геологов, конечно, первостепенным является вопрос о формировании Земли и планет земной группы. Мы знаем, что в настоящее время Земля состоит из ряда сферических оболочек, в том числе твердого внутреннего ядра, жидкого - внешнего и твердой мантии с тонкой оболочкой - твердой же земной коры. Иными словами, Земля дифференцирована по свойствам и составу вещества. Когда и как произошла эта дифференциация?

На этот счет существуют две, наиболее распространенные точки зрения. Ранняя из них полагала, что первоначальная Земля, сформировавшаяся сразу после аккреции из планетезималей, состоящих из никелистого железа и силикатов, была однородна и только потом подверглась дифференциации на железо - никелевое ядро и силикатную мантию. Эта гипотеза получила название гомогенной аккреции. Более поздняя гипотеза гетерогенной аккреции заключается в том, что сначала аккумулировались наиболее тугоплавкие планетезимали, состоящие из железа и никеля и только потом в аккрецию вступило силикатное вещество, слагающее сейчас мантию Земли от уровня 2900 км. Эта точка зрения сейчас, пожалуй, наиболее популярна, хотя и здесь возникает вопрос о выделении внешнего ядра, имеющего свойства жидкости. Возникло ли оно после формирования твердого внутреннего ядра или внешнее и внутреннее ядра выделялись в процессе дифференциации? Но этот вопрос однозначного ответа не существует, но предположение отдается второму варианту. Процесс аккреции, столкновение планетезималей размером до 1000 км, сопровождался большим выделением энергии, с сильным прогревом формирующейся планеты, ее дегазацией, т.е. выделением летучих компонентов, содержащихся в падавших планетезималях. Большая часть летучих при этом безвозвратно терялась в межпланетном пространстве, о чем свидетельствует сравнение составов летучих в метеоритах и породах Земли. Процесс становления нашей планеты по современным данным длился около 500 млн. лет и проходил в 3 фазы аккреции. В течение первой и главной фазы Земдя сформировалась по радиусу на 93-95% и эта фаза закончилась к рубежу 4,4 – 4,5 млрд. лет, т. е. длилась около 100 млн. лет.

Вторая фаза, ознаменовавшаяся завершением роста длилась тоже около 200 млн. лет.

Наконец, третья фаза, продолжительностью до 400 млн. лет (3,8-3,9 млрд. лет окончание) сопровождалась мощнейшей метеоритной бомбардировкой, такой же как и на Луне.

Какой была первичная, только что родившаяся Земля? Была она горячей или холодной? Для геологов решение этого вопроса имеет принципиальное значение. Даже в начале ХХ века ученые говорили о первичной “ огненно-жидкой” Земле. Однако, этот взгляд полностью противоречил современной геологической жизни планеты. Если бы Земля изначально была расплавленной, она давно бы превратилась в мертвую планету.

Следовательно, предпочтение нужно отдать юной, не очень холодной, но и не расплавленной ранней Земле. Факторов нагрева планеты было много. Это и гравитационная энергия; и соударение планетезималей; и падение очень крупных метеоритов, при ударе которых повышенная температура распространялась до глубин 1-2 тыс. км. Если же, все-таки, температура превышала точку плавления вещества, то наступала дифференциация - более тяжелые элементы, например, железо, никель, опускались, а легкие, наоборот, всплывали.

Но главный вклад в увеличение тепла должен был играть распад радиоактивных элементов - плутония, тория, калия, алюминия, йода. Еще один источник тепла - это твердые приливы, связанные с близким расположением спутника Земли - Луны. Все эти факторы, действуя вместе, могли повысить температуру до точки плавления пород, например, в мантии она могла достигнуть +1500 гр. С. Но давление на больших глубинах препятствовало плавлению, особенно во внутреннем ядре. Процесс внутренней дифференциации нашей планеты происходил всю ее геологическую историю, продолжается он и сейчас. Однако, уже 3,5-3,7 млрд.лет назад, при возрасте Земли в 4,6 млрд.лет, у Земли было твердое внутреннее ядро, жидкое внешнее и твердая мантия, т.е. она уже была дифференцирована в современном виде. Об этом говорит намагниченность таких древних горных пород, а, как известно, магнитное поле обусловлено взаимодействием жидкого внешнего ядра и твердого внешнего.

Процесс расслоения, дифференциации недр происходил на всех планетах, но на Земле он происходит и сейчас, обеспечивая существование жидкого внешнего ядра и конвекцию в мантии. Атмосфера и гидросфера Земли возникли в результате конденсации газов, выделявшихся на ранней стадии развития планеты.

Строение Луны

Луна - это единственный спутник Земли, всегда обращенный к ней одной и той же стороной и вращающейся вокруг Земли по законам Кеплера - вблизи апогея медленнее, вблизи перигея - быстрее. Однако, вокруг оси Луна вращается равномерно и время ее обращения вокруг оси равняется сидерическому (звездному) месяцу. Двойная система Земля - Луна сказывается на Земле и Луне. Известно, что влияние Луны вызывает приливы на Земле, но т.к. Земля в 81 раз массивнее Луны, то и приливы на Луне намного сильнее.

Полный оборот вокруг Земли Луна совершает за 27 суток 7 часов 43 минуты. Это время является сидерическим (звездным) месяцем Луны, т.е. периодом движения Луны относительно звезд. Центр масс двойной системы Земля -Луна находится в 4750 км от центра Земли внутри планеты. Поверхность Луны, в том числе и ее обратная, невидимая сторона прекрасно изучена с помощью космических аппаратов, луноходов и американскими астронавтами, неоднократно бывавшими на поверхности Луны и

собравшими несколько тонн лунных пород. Среднее удаление Луны от Земли 384000 км, диаметр Луны 3476 км, средняя плотность 3,33 г / см куб.

Атмосфера на Луне отсутствует из - за малых ее размеров, температура на экваторе днем достигает +130 гр. С, а ночью – 150 гр. С. Поверхность Луны подразделяется на моря и материки. Первые занимают 17% поверхности, вторые - 83%.. Материки, более светлые участки поверхности Луны - это относительно древние, брекчированные породы, с большим количеством плагиоклаза - анортита. Материки покрыты большим количеством метеоритных кратеров, образовавшихся при интенсивной бомбардировке 4,0-3,9 млрд.лет назад.

Более темные моря представляют собой огромные покровы базальтовых лав, излившихся 3,9-3,0 млрд.лет назад, т. е. они более молодые и метеоритных кратеров на них меньше. Поверхность Луны покрыта рыхлым грунтом - реголитом, образовавшимся при ударах метеоритов и раздроблении пород. Изучение Луны дало геологам доказательство усиленной метеоритной атаке Земли в этот же интервал времени, 3,9-4,0 млрд.лет назад. Сила тяжести на Луне 1/6 земной и у нее есть очень слабое магнитное поле неизвестного происхождения. Измерения силы тяжести показали скопление плотных масс - масконов под лунными морями. На Луне выделяется кора, мощностью до 60 км и скоростью сейсмических волн Vр - 7,0-7,7 км/ сек; литосфера или верхняя и средняя мантия до глубины 1000 км; нижняя мантия (астеносфера), частично расплавленная, как и ядро, с глубины 1500 до 1740 км. Через них не проходят поперечные сейсмические волны. Приливные лунотрясения, выявленные с помощью сейсмографов, установленных на поверхности Луны экспедициями “ Апполонов ” с 1969 г., приурочены к средней мантии. Луна ежегодно удаляется от Земли примерно на 2 см, увеличивая свой момент количества движения.

Существует 3 главные гипотезы о происхождении Луны. По одной из них Луна отделилась от Земли, по другой - Луна была захвачена уже “ готовой” силами притяжения Земли, по третьей, разработанной в 60- е годы российской ученой Е.Л.Рускол, Луна образовалась вместе с Землей из роя планетезималей. Недавно ученые университета Беркли в Калифорнии (США), после длительных компьютерных расчетов показали, что Луна образовалась в результате столкновения Земли по касательной с космическим телом размером с Марс. Выброшенные в космос обломки стали вращаться по круговой орбите, слипаясь в шаровидное тело – Луну. Было это 4,5 млрд. лет назад. Любая из гипотез должна объяснить отличия в химическом составе лунных пород от земных и различия в плотности небесных тел.

В заключение этого раздела необходимо подчеркнуть, что сравнительная планетология дает чрезвычайно много для понимания ранней истории Земли, скрытой от геологов последующими процессами.