Күн жүйесінің пайда болуы туралы қазіргі көзқарас.

Бұл салада біз Ю.Шмидтің теориясын атап өтуімізге болады. Бұл теория бойынша планеталар суық газ-тозаң бұлттан жасалу керек. Галактиканың центрін айналып қозғалған Күніміз ол бұлтты өзіне тартып алғандықтан, Күн жүйесінің құрылысының кейбір заңдылықтарын Шмидт жоғарғы айтылған негізде түсіндіріп беруге мүмкіндік алды. Сонда планеталардың қашық бойынша орналасуы, олардың орбитальды айналысқа қатысуы т.с.с мәселелер осы Шмидт теориясының негізінде жеткілікті дәрежеде түсіндіріледі.

Біздің планета жүйесінің дамуын қысқаша баяндайтын болсақ, ол төменгі реттегідей болады. Шамамен бұдан 5 миллиард жыл бүрын өзінен магнит күш сызықтары өтіп жататын өте сөзылыңқы газ-тозаң бұлттың ішінде орталық шоғыр /сгущение-қоюлану/ -алғашқы Күн /протосолнце/ пайда болады. Ол алғашқы Күн жайлап сығылып отырады. Ал бұлттың екінші, массасы 10 еседей аз бөлігі, сол орталықтың төңірегінде жайлап айналады.

Атомдардың, молекулалардың және тозаңдық бөлшектердің өзара соқтығуының нәтижесінде бұлтымыз біртіндеп сығылып, қыза бастайды. Сөйтіп, Күннің төңірегінде созылыңқы газ-тозаң дискасы пайда болады. Оның магнит өрісі моменттің дисканың сыртқы қабатына берілуін қамтамасыз етеді.

Алғашқы планеталық бұлттың /протопланета бұлтының/ эволюцияалық даму варианты бойынша /В.С.Сафонов варианты/ әуелі бұл бұлтта газ-тозаң бұлтының /компонеттерге/ құраушыларға бөліну, жіктелу процессі жүреді. Тозанның орталық жазықтыққа отырыуы, шамамен бұлттың Күннің төңірегінде 1000 айналыс жасау уақытының ішінде өтеді. Осымен бірге тозаңның мөлшері де артады.

Сөйтіп, Күннің экватор жазықтығының аймағанда тозаңның жоғары тығыздығы бар қабаты пайда болады. Ол қабаттың тығыздығы белгілі бір кризистік мәнге жеткеннен кейін, онда гравитациялық орнықсыздық пайда болады. Осының нәтижесінде әуелі сақина пайда болады да, ол тез арада шоғырлардың алғашқы мөлшерімен массалары Күннен І астрономиялық бірлік қашықтық үшін 40 км, кг, ал Юпитердің қашықтығындай аралық – 10⁵ км, 10¹⁹ кг болады. Ары қарай өздерінің меншікті салмағының нәтижесінде шоғырлар сығылып, тығыздалады да үлкендері өсіп, кішілері бұзыла береді.

Тозаң шоғырлардың жеке қатты денелерге айналуы І а.б. қашықтық үшін небәрі 10000 жылға созылады, ал Юпитердің Күннен қашықтығындай аралық үшін шамамен 1 миллион жыл уақыт қажет болады.

Өзара әсерлесудің эффектілігінің шоғырдың радиусының төрт дәрежесіне пропорционал болатындығына есептеу арқылы көз жеткізуге болады. Осының нәтижесінде шоғырдың ең үлкендерінің мөлшерлері тез артады да, планетаның пайда болуының алғашқы бастамасы басталады. Сөйтіп, уақыттың өтуімен олардың өзара тартылыс әсерлерінің негізінде орбиталары орнықты болатындары ғана қалады. Осыған байланысты Жердің осы кездегі мөлшерге дейін өсуі 100млн.жылға дейін ғана созылу керек. Дәл осы сызықты жолмен алып-планеталар да пайда болады, бірақ, бұл жағдайда конденсация уақыты бірнеше есе көп болады. Алғашқы планетаның /протопланета/ массасы Жер массасынан 2-3 еседей көп болатындай шамаға жетсе, онда протопланетаның бұлтының құрамына енетін газдың интенситві түрде бірігу процессі /аккреция/ жүреді.

Есептердің нәтижелерімен бақылаудың үйлесімді болуын ескерсек онда алып-планеталардың өсу процесі кезінде Күн жүйесінен елеулі мөлшерде қатты заттың лақтырылып тасталғандығы туралы болжам айтуымыз керек. Осының нәтижесінде бұлттың шеттерінде кометалар пайда болады да, қазіргі кегде дейін процесстің бір бөлігінің сақталып отырғандығын көреміз.

Жеке шоғырлардың Жерге түсуі және Жердің біртіндеп сығылуы нәтижесінде планетаның қойнауы қыза түседі. Радиоактивті ыдырау процесінің әсеріненде Жердің қызу дәрежесі артып, сыртқа елерліктей жылу мөлшері бөлінеді. Ары қарай заттың гравитациялық дифференциация фазасы басталады да ауыр химиялық элементтер және олардың қосылыстары төмен түсіп, ал жеңілдері жоғары көтеріледі. Бұл Жер қыртысының алғашқы пайда болу кезеңі шамамен І млрд, жылға созылды.

Алғашқы Жер /прото Земля/ өзінің дамуының бастапқы кезеңінде радиусы 100 км-дей серіктердің тобымен қоршалған болады. Уақыттың өтуімен олардан он Жер радиусындай қашықтықта Ай /түзеледі/ жасалады. Ары қарай қайту-тасу құбылысының нәтижесінде Ай біртіндеп Жерден алыстай береді де, ал Жердің өзі өз есінен айналу жылдамдығын баяулатады.

Қазіргі деректер бойынша Жердің жасы 4,6 млрд жыл. Айдың пайда болу жолы бірнеше гипотезалармен түсіндіріледі. Айдың Жерге жеткізген топырағының жасы 3,3 млрд жыл. Осыған қарағанда Жер мен Ай бір уақытта бірге пайда болмаған. Жер екінші бір үлкен денемен соқтығысып үлкен қопарылыс болып соның нәтижелерінде Жердің серікті пайда болды деген қоз қарас кең жайылған.

Сұрақтар:1.Космогония негіздері және космология мәселелері. 2.Күн жүйесінің космогониясы. 3.Кант пен Лапластың космогониялық болжамдары. 4.Жер мен планеталардың жасы. 5.Экзопланеталар.

Шы лекция. Фотометриялық, гравитациялық және термодинамика-лық парадокстар. Иерархиялық құрылым. Кеңейе түсе-тін Ғалам проблемасы. Критикалық тығыздық. Хаббл тұрақтысы. Ыстық Ғалам және реликтік сәулелену жайында түсінік. Жерден тыс Ғалам.

Көптеген бақылаулардан негізінде шоғырланған жеке өте күшті шоғырланған галактикалардан метагалактиканың ішінде біртекті- изотропты түрде үлесетіндігін көз жеткізуімізге болады. Осындай бақыланған фактілерді космология біртұтас Әлем үшін де оны біртекті - изотропты деп есептеп пайдаланады. Бұл тұрғыдан Күнмен Күн системасы және адам мен жер ерекше бөліп қарастыратын емес, қатардағы Әлем объектілеріне жатады.

Екінші бақылаған факт - ол галактикалардың бізден алыстайтын қозғалысы болады. Бұл мәселені Космология олардың орнықсыздығымен (стационарлы болмауымен), тұтас Әлемнің кеңейуімен байланыстырады.

Метагалактика көлемінде Галактикалардың алыстау құбылысымен өте үлкен массасы бар объектілер болады. Сондықтан мұндай системаларда шешуші күш гравитация күші болып саналады. Ал, өте алыс орналасқан галактикалардың қозғалыс жылдамдықтары жарық жылдамдығына шамалас болады. Осы факторды ескере отырып, біртұтас Әлемнің күйін сипаттау үшін жалпы салыстырмалық теорияны, яғни гравитациялық релятивті теорияны пайдалуымыз керек. Бұл теорияны дамытқан атақты ғалым А.Эйнштейн болды.

Әлемнің біртекті және изотропты космологиялық моделін жалпы салыстырмалық теорияның негізінде алғаш қарастырған кеңес математигі А.Фридман болған. Ол кісі өзінің зерттеуінің нәтижесінде біртекті және изотропты Әлемнің стационарлы болмайтындығын көрсетіп галактикалардың бізден алыстау құбылысын түсіндіреді. Сонда ғана А.Фридманның ұсынған моделі бойынша Әлемдегі кез-келген екі объектінің t уақыт моментіндегі қашықтығы мынадай өрнекпен анықталады:

мұндағы - объектілердің бастапқы уақыт моментіндегі қашықтығы, ал R(t) масштабы фактор. Осы фактордың уақытқа тәуелділігі арқылы Әлемнің кеңейу сипаты анықталады. Қашықтықтың өзгеру жылдамдығы Хабблдің заңы негізінде анықталады, яғни мына өрнекпен

Мұнымен қатар, Әлемнің құрамындағы заттың орташа тығыздығына сәйкес оның кеңейуі уақытқа қатысты шексіз бола алады немесе ол сығылу процесімен алмасады.

Мұндай тәуелділік тығыздықтың кризистік мәнімен анықталады, яғни

Масштабы фактордың уақытқа тәуелді графигімен тығыздықтардың ара-қатынасы төменгі суретте берілген.

 

1-сурет. Бұл суретте космологиялық модельдің үш типі бейнеленген

 

Егер p>p_up, болса, онда Әлемнің уақытқа қатысы кеңейуі сығылумен алмасады. Бұл жағдайда кеңістіктің геометриялық қасиеті сфералық геометриямен (оң қисықтығы бар кеңістіктің геометриясымен) анықталады. Әлемнің мұндай моделін жабық (тұйық) модель деп атайды.

Егер p=p_up, болса, онда Әлемнің геометриясы Евклид геометриясы болады.(кеңістіктің қисықтығы нөл болатын жағдай) да оның кеңейуі шексіздікке ұмтылады.

Егер p<p_up болған жағдайда Әлемнің геометриясы Лобачевскийдің геометриясына ұқсас болып (теріс қисықтықты бір кеңістік) кеңейту уақытқа қатысты шексіз болады. Әлемнің p<p_up болатын моделін ашық модель деп атайды.

Хаббл тұрақтысының мәні үшін галактикадан тыс астрономия 50/км(с.мин) нәтиже береді. Сонда p_up=510^-30г/см³ болады.

Метагалактиканың құрамындағы галактикалар санының 10¹¹ екендігі есептеліп анықталады. Ал, Метагалактиканың мөлшері 6000 Мпс болып бағаланғанын ескеріп, әрбір галактиканың массасы шамамен біздің Галактиканың массасындай болады деп қабылдасақ, онда заттың Метагалактикадағы орташа тығыздығы 10^-31г/см³болады. Демек, p<p_up шарты орындалып отыр. Ендеше Әлеміміздің қарастырып отырған моделі теріс қисықтығы бар кеңістік геометриясымен сипатталу керек және оның біз бақылайтын кеңейуі шектелмеген (шексіз) сипатта болады.

Әлемнің құрамындағы заттың орташа тығыздығын бағалаған кезде оның тек бақыланылатын (сәуле шығару) массасы ғана ескеріледі. Кейінгі жылдары Әлемнің «жасырын массасы» деген мәселеге көңіл аударылып отыр. Бұл объектінің сәуле шығару процессі негізінде анықтай алмайтын ерекше массасы болады. Мұндай масса жарқырауы аз кішігірім жұлдыздар формасында не нейтрино формасында шоғырланған болып келуі ықтимал. Олардың осындай «жасырын массаларын» ескерген жағдайда Әлемнің құрамындағы заттың орташа тығыздығы артады.

Дегенмен біз қарстырған Әлемнің біртекті және изотропты модельдері R=O болатын күймен сипатталады. Бұл күй t_o шекті өткен уақытқа сәйкес келеді де, заттың тығыздығы осы күй кезінде шексіз болған болуы керек. Мысалы, Евклид кеңістігі болған жағдай үшін млрд жылға тең болады.

Бұл уақытты «Әлемнің жасы» деп те атайды. Демек осы уақыттың шамасына дейін белгілі физикалық заңдылықтарды қолдануымызға болады.

Сұрақтары: 1.Фотометриялық, гравитациялық және термодинамикалық парадокстар. 2.Иерархиялық құрылым. 3.Кеңейе түсетін Ғалам проблемасы. 4.Критикалық тығыздық. 5.Хаббл тұрақтысы.6.Ыстық Ғалам және реликтік сәулелену жайында түсінік. 7.Жерден тыс Ғалам.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

[1] Плутон 2006 жылы үлкен планеталар санағынан шығарылып ергежейлі планеталарға жатқызылған.

[2] 2006 жылы Церера ергежейлі планеталар тізіміне енді.