Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակակից տեսություններ

Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակակից տեսություններ

Արեգակնային համակարգի ձևավորումը ժամանակակից աստղագիտության ամենահետաքրքիր թեմաներից մեկն է, քանի որ այն միավորում է գիտության բազմաթիվ ճյուղեր՝ ֆիզիկա, քիմիա, երկրաբանություն և մոլորակագիտություն: Հարցը, թե ինչպես կարող էին Արևը, մոլորակները, աստերոիդները և գիսաստղերը ձևավորվել միջաստղային նյութից, գիտնականներին դրդել է մշակել մոդելներ, որոնք անընդհատ թարմացվում են՝ դիտարկման և նմուշների վերլուծության տեխնոլոգիաների զարգացմանը զուգընթաց: Ներկայումս ամենատարածված ժամանակակից տեսությունը հայտնի է որպես արեգակնային միգամածության տեսություն, որը հարստանում է նոր հայտնագործություններով, ինչպիսիք են տուրբուլենտության դերը, մոլորակների միգրացիան, ինչպես նաև երկնաքարերից ստացված ապացույցները և երիտասարդ աստղերի շուրջ նախամոլորակային սկավառակների դիտարկումները:

1. Նախապատմություն. դասական վարկածից մինչև ժամանակակից մոդել

Այն հիմնական գաղափարը, որ Արեգակնային համակարգը ծագել է գազի և փոշու ամպից, ի հայտ եկավ 18-րդ դարում՝ Իմմանուել Կանտի և Պիեռ-Սիմոն Լապլասի աշխատանքների միջոցով: Սակայն այդ ժամանակվա դասական վարկածը չուներ ամուր ֆիզիկական հիմք և դիտողական տվյալներ: Ժամանակակից մոդելները արագ զարգացան այն բանից հետո, երբ աստղագետները կարողացան դիտարկել երիտասարդ աստղեր, որոնք շրջապատված էին գազի և փոշու սկավառակներով, որոնք կոչվում էին նախամոլորակային սկավառակներ: Այս դիտարկումները «բնական լաբորատորիա» ապահովեցին վաղ Արեգակնային համակարգում դիտվողներին նման գործընթացներ դիտարկելու համար :

Դիտարկումներից բացի, առաջընթաց է գրանցվել նաև պարզունակ երկնաքարերի (հատկապես խոնդրիտների) վերլուծության, աստերոիդների և գիսաստղերի նմուշներ վերադարձրած տիեզերական առաքելությունների, ինչպես նաև միլիոնավոր տարիների ընթացքում գազի և փոշու մասնիկների դինամիկան մոդելավորող համակարգչային մոդելավորման շնորհիվ։

2. Սկիզբ. հսկա մոլեկուլային ամպի փլուզումը

Ժամանակակից տեսության համաձայն՝ Արեգակնային համակարգը սկսվել է մոտ 4,6 միլիարդ տարի առաջ՝ հսկա մոլեկուլային ամպի մի փոքր մասից՝ միջաստղային տարածության սառը, խիտ շրջան, որը հարուստ է ջրածնով, հելիումով և տիեզերական փոշու տեսքով ավելի ծանր տարրերով։ Այս ամպը խաթարվել է, օրինակ, մոտակա գերնոր աստղերի պայթյուններից առաջացող ցնցող ալիքներից կամ աստղաձևավորման այլ շրջանների հետ գրավիտացիոն փոխազդեցություններից։

Այս խանգարումը առաջացնում է գրավիտացիոն փլուզում։ Երբ նյութը ընկնում է դեպի կենտրոն, գրավիտացիոն պոտենցիալ էներգիան վերածվում է ջերմության։ Միաժամանակ, ամպը ձեռք է բերում անկյունային մոմենտ (փոքր պտտական ​​ուժ)։ Երբ ամպը կծկվում է, նրա պտույտը մեծանում է՝ ինչպես բալետի պարողի պտտվելն ավելի արագ է պտտվում, երբ ձեռքերը փակում է։ Այս պտույտը հանգեցնում է նրան, որ նյութը չի ընկնում ամբողջությամբ ուղիղ դեպի կենտրոն, այլ առաջացնում է պտտվող սկավառակ։

3. Նախաարևի և նախամոլորակային սկավառակի ձևավորումը

Փլուզման կենտրոնում նյութը կենտրոնացել է՝ ձևավորելով նախաաստղ (Արեգակի նախորդը): Այն շրջապատող ահռելի նախամոլորակային սկավառակ է ձևավորվել, որը լցված է գազով (հիմնականում ջրածնով և հելիումով) և սիլիկատային փոշով, սառույցով և ածխածնային միացություններով:

Այս փուլում Արեգակը դեռևս լիովին «միացված» չէր, ինչպես հիմա է։ Այն դեռևս զանգված էր կուտակում և տաքանում։ Երբ միջուկում ջերմաստիճանը և ճնշումը բավականաչափ բարձրացան, սկսվեցին ջրածնային միաձուլման ռեակցիաները։ Երբ միաձուլումը կայունացավ, Արեգակը մտավ գլխավոր հաջորդականության փուլ, մինչդեռ շրջապատող սկավառակը դարձավ մոլորակների ծննդավայր։

4. Փոշուց մինչև ապար. մասնիկների և պլանետեզիմալների աճը

Մոլորակի ձևավորման տեսության հիմնական մարտահրավերներից մեկը բացատրելն է, թե ինչպես կարող են մանրադիտակային փոշու մասնիկները վերածվել կիլոմետր չափի օբյեկտների: Ժամանակակից մոդելները նկարագրում են այս գործընթացը որպես մի քանի փուլից բաղկացած՝

1. Փոշու մակարդում. մանր մասնիկները բախվում և կպչում են միմյանց էլեկտրաստատիկ և մակերեսային ուժերի պատճառով՝ առաջացնելով ավելի մեծ ագրեգատներ։
2. Խճաքարի աճ. չափը մեծանում է միլիմետրերից մինչև սանտիմետրեր, ապա վերածվում է «խճաքարի», որը շարժվում է թիթեղի միջով։
3. Հոսքային անկայունություն. որոշ պայմաններում խճաքարը կարող է տեղայնորեն կուտակվել խիտ կույտերի մեջ՝ գազի հետ փոխազդեցության պատճառով։
4. Տեղային գրավիտացիոն փլուզում. այս խիտ կույտերը կարող են փլուզվել՝ վերածվելով մոլորակազույգերի, որոնք կիլոմետրերից մինչև հարյուրավոր կիլոմետրեր չափվող մոլորակների կառուցվածքային բլոկներն են։

Այս փուլերը կարևոր են, քանի որ պլանետեզիմալները մոլորակների ձևավորման հիմնական «շինանյութերն» են բախումների և ակրեցիոնացման միջոցով։

5. Ձյան գիծը և ներքին և արտաքին մոլորակների միջև եղած տարբերությունները

Արեգակնային համակարգի առանձնահատկություններից մեկը քարքարոտ ներքին մոլորակների (Մերկուրի, Վեներա, Երկիր, Մարս) և գազով ու սառույցով հարուստ արտաքին հսկա մոլորակների (Յուպիտեր, Սատուրն, Ուրան, Նեպտուն) միջև տարբերությունն է։ Ժամանակակից տեսությունը այս տարբերությունը բացատրում է սառցակալման գծի հասկացության միջոցով։

Արեգակի մոտ սկավառակի ջերմաստիճանը այնքան բարձր է, որ միայն ջերմակայուն նյութերը, ինչպիսիք են սիլիկատները և մետաղները, կարող են խտանալ և դառնալ պինդ մարմիններ։ Պինդ մարմինների համեմատաբար փոքր քանակության պատճառով առաջացող մոլորակները հակված են լինել փոքր և քարքարոտ։ Ավելի հեռու ջերմաստիճանն ավելի ցածր է, ինչը թույլ է տալիս ջրին, ամոնիակին, մեթանին և այլ ցնդող միացություններին սառչել և դառնալ սառույց։ Սառույցի առկայությունը մեծացնում է պինդ նյութի քանակը, թույլ տալով մոլորակի միջուկին ավելի արագ աճել և մեծանալ, այդպիսով ներգրավելով մեծ քանակությամբ ջրածին-հելիում գազ և դառնալով հսկա մոլորակ ։

6. Միջուկի կուտակում և հսկա մոլորակների ձևավորում

Յուպիտերի և Սատուրնի ձևավորումը, ընդհանուր առմամբ, բացատրվում է միջուկի ակրեցիոն մոդելով: Սկզբում ձևավորվում է մեծ, խիտ միջուկ (մոտ մի քանիից մինչև մի քանի տասնյակ Երկրի զանգված): Երբ միջուկը հասնում է որոշակի շեմի, դրա ձգողականությունը բավականաչափ ուժեղ է դառնում շրջակա գազը արագորեն գրավելու համար՝ ձևավորելով հսկայական մթնոլորտային թաղանթ: Այս գործընթացը պետք է տեղի ունենա նախքան սկավառակի մեջ գտնվող գազը կորչի աստղային քամիների և ճառագայթման պատճառով, սովորաբար մի քանի միլիոն տարվա ընթացքում:

Ուրանը և Նեպտունը նույնպես ձևավորվել են նմանատիպ մեխանիզմով, բայց գտնվում էին Արեգակից ավելի հեռու, ուստի նրանց միջուկի աճը ավելի դանդաղ էր, ինչը թույլ չէր տալիս նրանց կլանել այնքան գազ, որքան Յուպիտերն ու Սատուրնը։

7. Մոլորակի միգրացիա. Արեգակնային համակարգը միշտ չէ, որ «անշարժ» է եղել

Ժամանակակից տեսության հիմնական տարրերից մեկն այն է, որ մոլորակները միշտ չէ, որ ձևավորվում և մնում են նույն տեղում: Աճող մոլորակի և գազային սկավառակի միջև գրավիտացիոն փոխազդեցությունները կարող են մոլորակների միգրացիայի պատճառ դառնալ: Սա օգնում է բացատրել մի քանի բան, օրինակ՝ թե ինչու են այլ աստղերի շուրջ գտնվող մոլորակային համակարգերը հաճախ ունենում «տաք Յուպիտերներ» (գազային հսկաներ, որոնք շատ մոտ են իրենց մայր աստղերին):

Արեգակնային համակարգի համար որոշ հայտնի մոդելներ, ինչպիսին է Գրանդ Թաքը, ենթադրում են, որ Յուպիտերը, հնարավոր է, ավելի է մոտեցել Արեգակին, ապա հետ է հեռացել, ինչը ազդել է նյութի բաշխման վրա և, հնարավոր է, բացատրել Մարսի համեմատաբար փոքր լինելը։ Կա նաև Նիսի մոդելը, որը բացատրում է հսկա մոլորակների ուղեծրերի վերադասավորումը և խոշոր բախման իրադարձության առաջացումը վաղ Արեգակնային համակարգում։

Չնայած մանրամասները դեռևս քննարկվում են, այն հիմնական գաղափարը, որ միգրացիան և դինամիկ փոխազդեցությունները նշանակալի դեր են խաղացել, այժմ ժամանակակից շրջանակի մաս է կազմում։

8. Ձևավորման մնացորդներ՝ աստերոիդներ, գիսաստղեր և Կոյպերի գոտի

Սկավառակի նյութի ոչ բոլոր մասերն են հաջողությամբ վերածվել մոլորակների։ Ձևավորման գործընթացի մնացորդները պահվում են հետևյալ կերպ.
– Մարսի և Յուպիտերի միջև գտնվող աստերոիդների գոտին պարունակում է պլանետեզիմալներ, որոնք երբեք չեն ձևավորել մեծ մոլորակներ, հնարավոր է՝ Յուպիտերի գրավիտացիոն պերտուրբացիաների պատճառով։
– Նեպտունից այն կողմ գտնվող Կոյպերի գոտին, որտեղ գտնվում են Պլուտոնի նման սառցե մարմիններ։
– Օորտի ամպը՝ հեռավոր գիսաստղերի ջրամբար, որը, ենթադրաբար, առաջացել է հսկա մոլորակների հետ փոխազդեցության հետևանքով բաժանված սառցե մարմիններից։

Այս օբյեկտները կարևոր են, քանի որ դրանք «գրառում» են տալիս Արեգակնային համակարգի վաղ պայմանների մասին: Մետեորիտների և գիսաստղերի կազմի վերլուծությունը կարող է բացահայտել դրանց ջերմաստիճանը, քիմիան և ձևավորման ժամանակը:

9. Ժամանակակից ապացույցներ՝ երկնաքարեր, իզոտոպներ և երիտասարդ աստղային սկավառակների դիտարկումներ

Ժամանակակից տեսությունները հիմնված են ոչ միայն սիմուլյացիաների, այլև ապացույցների վրա.
– Երկնաքարի ռադիոմետրիկ թվագրումը ցույց է տալիս մոտ 4,56 միլիարդ տարվա տարիք, ինչը համապատասխանում է Արեգակնային համակարգի տարիքին։
– Իզոտոպների հարաբերակցությունները (օրինակ՝ թթվածին և ալյումին) հուշում են սկզբնական տաքացման գործընթացի մասին, այդ թվում՝ կարճատև ռադիոնուկլիդների առկայության մասին։
– Ժամանակակից աստղադիտակները, ինչպիսին է ALMA-ն, կարող են լուսանկարել նախամոլորակային սկավառակներ՝ օղակներով և ճեղքերով, որոնք, ենթադրվում է, մոլորակների ձևավորման արդյունք են։

Այս բոլոր ապացույցները ենթադրում են, որ մոլորակների ձևավորումը երիտասարդ աստղերին բնորոշ բնական գործընթաց է, այլ ոչ թե միայն Արեգակնային համակարգին բնորոշ իրադարձություն։

Եզրակացություն

Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակակից տեսությունները նկարագրում են Արեգակնային համակարգը որպես գազի և փոշու փլուզվող ամպից զարգացող գործընթաց, որը ձևավորել է Արեգակը և նախամոլորակային սկավառակը: Պլանետեզիմալների մեջ փոշու կուտակման, մոլորակային միջուկների աճի, գազի կլանման և մոլորակային միգրացիայի նման դինամիկայի միջոցով ի հայտ եկավ այսօր մեզ հայտնի մոլորակային համակարգը: Չնայած շատ բան հասկանալի է, հետազոտությունները շարունակվում են, մասնավորապես՝ պլանետեզիմալների ձևավորման մանրամասները, հսկա մոլորակների միգրացիայի պատմությունը և Երկրի վրա ջրի ու օրգանական միացությունների ծագումը բացատրելու ուղղությամբ: Աստղագիտական ​​դիտարկումների, նմուշների վերլուծության և համակարգչային մոդելավորման համադրությունը ամրապնդել է ներկայիս տեսությունը՝ բացելով նոր հայտնագործությունների հնարավորություն այն մասին, թե ինչպես է ձևավորվել մեր «տիեզերական տունը»:

Եթե ​​ցանկանում եք, կարող եմ այս հոդվածը հարմարեցնել դպրոցական տարբերակի (ավելի պարզ), ակադեմիական տարբերակի (ավելի շատ տերմիններ և հղումներ) կամ ավելացնել մատենագրություն։