Күн жүйесінің пайда болуының қазіргі заманғы теориялары
Күн жүйесінің пайда болуы қазіргі заманғы астрономиядағы ең қызықты тақырыптардың бірі болып табылады, себебі ол ғылымның көптеген салаларын: физика, химия, геология және планеталық ғылымды біріктіреді. Күннің, планеталардың, астероидтардың және кометалардың жұлдызаралық материядан қалай пайда болуы мүмкін деген сұрақ ғалымдарды бақылау және үлгілерді талдау технологиялары дамыған сайын үнемі жаңартылып отыратын модельдерді әзірлеуге итермеледі. Қазіргі уақытта ең кең таралған қазіргі заманғы теория күн тұмандық теориясы ретінде белгілі, ол турбуленттіліктің рөлі, планеталардың миграциясы, сондай-ақ метеориттерден алынған дәлелдер және жас жұлдыздардың айналасындағы протопланетарлық дискілерді бақылау сияқты жаңа жаңалықтармен байытылған.
1. Анықтама: классикалық гипотезадан қазіргі заманғы модельге дейін
Күн жүйесінің газ бен шаң бұлтынан пайда болғаны туралы негізгі идея 18 ғасырда Иммануил Кант пен Пьер-Саймон Лапластың еңбектері арқылы пайда болды. Дегенмен, сол кездегі классикалық гипотезада берік физикалық негіз бен бақылау деректері болмады. Астрономдар протопланетарлық дискілер деп аталатын газ бен шаң дискілерімен қоршалған жас жұлдыздарды бақылай алғаннан кейін қазіргі заманғы модельдер тез дамыды. Бұл бақылаулар алғашқы күн жүйесінде байқалған процестерге ұқсас процестерді бақылау үшін «табиғи зертхана» болды.
Бақылаулардан басқа, қарапайым метеориттерді (әсіресе хондриттерді) талдау, астероидтар мен кометалардың үлгілерін қайтарған ғарыштық миссиялар және миллиондаған жылдар бойы газ бен шаң бөлшектерінің динамикасын модельдейтін компьютерлік модельдеу де ілгерілеушілікке қол жеткізді.
2. Басталуы: алып молекулалық бұлттың күйреуі
Қазіргі теорияға сәйкес, күн жүйесі шамамен 4,6 миллиард жыл бұрын алып молекулалық бұлттың кішкене бөлігінен — жұлдызаралық кеңістіктегі суық, тығыз аймақтан, сутегі, гелий және ғарыштық шаң түріндегі ауыр элементтерге бай болғаннан басталды. Бұл бұлт, мысалы, жақын маңдағы супернова жарылыстарынан немесе басқа жұлдыз түзетін аймақтармен гравитациялық өзара әрекеттесуден туындаған соққы толқындарымен бұзылды.
Бұл бұзылыс гравитациялық коллапсты тудырады. Зат орталыққа қарай құлаған кезде, гравитациялық потенциалдық энергия жылуға айналады. Сонымен қатар, бұлт бұрыштық импульске ие болады (кішкентай айналу күші). Бұлт жиырылған сайын оның айналуы артады - балет бишісі қолдарын жұмған кезде жылдам айналатын сияқты. Бұл айналу материяның орталыққа толығымен түзу құламауына, керісінше айналмалы диск түзуіне әкеледі.
3. Протокүн мен протопланетарлық дискінің пайда болуы
Коллапстың ортасында зат шоғырланып, протожұлдызды (Күннің ізашары) түзді. Оны қоршаған орасан зор протопланетарлық диск пайда болды, ол газбен (негізінен сутегі мен гелий) және силикат шаңымен, мұзбен және көміртек қосылыстарымен толтырылған.
Бұл фазада Күн әлі қазіргідей толық «қосылған» емес еді. Ол әлі де масса жинап, қызып жатты. Ядродағы температура мен қысым жеткілікті жоғары болған кезде, сутегінің бірігу реакциялары басталды. Біріктіру тұрақтанған кезде, Күн негізгі тізбек фазасына өтті, ал айналасындағы диск планеталардың туған жеріне айналды.
4. Шаңнан тау жынысына дейін: бөлшектер мен планеталықтардың өсуі
Планеталардың пайда болу теориясындағы негізгі қиындықтардың бірі - микроскопиялық шаң бөлшектерінің километрлік нысандарға қалай айналуы мүмкін екенін түсіндіру. Қазіргі заманғы модельдер бұл процесті бірнеше кезеңнен тұратын деп сипаттайды:
1. Шаңның коагуляциясы: ұсақ бөлшектер электростатикалық және беттік күштердің әсерінен соқтығысып, бір-біріне жабысып, үлкенірек агрегаттар түзеді.
2. Малтатастың өсуі: мөлшері миллиметрден сантиметрге дейін ұлғаяды, содан кейін пластина арқылы қозғалатын «малтатасқа» айналады.
3. Ағынның тұрақсыздығы: кейбір жағдайларда қиыршық тас газбен әрекеттесуге байланысты жергілікті жерде тығыз үйінділерге жиналуы мүмкін.
4. Жергілікті гравитациялық коллапс: бұл тығыз шоғырланулар планеталық бөлшектерге, яғни километрлерден жүздеген километрге дейінгі планеталардың құрылыс блоктарына ыдырауы мүмкін.
Бұл кезеңдер маңызды, себебі планеталық денелер соқтығысулар мен жинақталулар арқылы планеталардың пайда болуындағы негізгі «құрылыс блоктары» болып табылады.
5. Қар сызығы және ішкі және сыртқы планеталардың айырмашылықтары
Күн жүйесінің айрықша ерекшелігі - тасты ішкі планеталар (Меркурий, Шолпан, Жер, Марс) мен газ бен мұзға бай сыртқы алып планеталар (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) арасындағы айырмашылық. Қазіргі теория бұл айырмашылықты аяз сызығы тұжырымдамасы арқылы түсіндіреді.
Күнге жақын жерде дискінің температурасы соншалықты жоғары, тек силикаттар мен металдар сияқты ыстыққа төзімді материалдар ғана қатты заттарға айнала алады. Қатты заттардың мөлшері салыстырмалы түрде аз болғандықтан, пайда болған планеталар кішкентай және тасты болады. Алысырақ температура төмен, бұл судың, аммиактың, метанның және басқа да ұшпа қосылыстардың мұзға айналуына мүмкіндік береді. Мұздың болуы қатты материалдың мөлшерін арттырады, бұл планетаның ядросының тезірек өсуіне және үлкейуіне мүмкіндік береді, осылайша көп мөлшерде сутегі-гелий газын тартып, алып планетаға айналады.
6. Ядроның жиналуы және алып планеталардың пайда болуы
Юпитер мен Сатурнның пайда болуы, әдетте, ядроның аккреция моделімен түсіндіріледі. Бастапқыда үлкен, тығыз ядро (шамамен бірнеше ондаған Жер массасы) пайда болады. Ядро белгілі бір шекті деңгейге жеткенде, оның тартылыс күші айналадағы газды тез тартып, үлкен атмосфералық қабық түзетіндей күшті болады. Бұл процесс дискідегі газ жұлдыздық желдер мен радиацияға ұшырамас бұрын, әдетте бірнеше миллион жыл ішінде жүруі керек.
Уран мен Нептун да ұқсас механизм арқылы пайда болды, бірақ олар Күннен алыс орналасқандықтан, олардың ядросының өсуі баяу болды, бұл олардың Юпитер мен Сатурн сияқты көп газды ұстауына кедергі келтірді.
7. Планетарлық миграция: күн жүйесі әрқашан «тыныш» болған жоқ
Қазіргі теорияның негізгі элементі - планеталар әрқашан пайда бола бермейді және бір жерде тұрмайды. Өсіп келе жатқан планета мен газ дискісі арасындағы гравитациялық өзара әрекеттесу планеталардың миграциясын тудыруы мүмкін. Бұл бірнеше нәрсені түсіндіруге көмектеседі, мысалы, басқа жұлдыздардың айналасындағы планеталық жүйелерде неге көбінесе «ыстық юпитерлер» (ата-аналық жұлдыздарына өте жақын газ алыптары) болады.
Күн жүйесі үшін Гранд Так сияқты кейбір танымал модельдер Юпитердің Күнге жақындап, содан кейін шегінгенін, бұл материалдың таралуына әсер етіп, Марстың салыстырмалы түрде кішкентайлығын түсіндіруі мүмкін деп болжайды. Сондай-ақ, алып планеталардың орбиталарының қайта орналасуын және ерте күн жүйесіндегі ірі соқтығысу оқиғасының басталуын түсіндіретін Ницца моделі де бар.
Мәліметтер әлі де талқыланып жатқанымен, көші-қон мен динамикалық өзара әрекеттесу маңызды рөл атқарды деген негізгі идея қазір заманауи құрылымның бір бөлігі болып табылады.
8. Қалыптасу қалдықтары: астероидтар, кометалар және Койпер белдеуі
Диск материалының барлығы планеталарға сәтті айналған жоқ. Қалыптасу процесінің қалдықтары келесідей сақталады:
– Марс пен Юпитер арасындағы астероид белдеуінде ешқашан үлкен планеталар пайда болмаған планеталар бар, бұл Юпитердің гравитациялық ауытқуларына байланысты болуы мүмкін.
– Нептунның арғы жағындағы Койпер белдеуі, онда Плутон сияқты мұзды денелер мекендейді.
– Оорт бұлты, алып планеталармен әрекеттесу нәтижесінде бөлінген мұзды денелерден пайда болған деп есептелетін алыс кометалардың қоймасы.
Бұл нысандар күн жүйесінің алғашқы жағдайлары туралы «жазба» беретіндіктен маңызды. Метеориттер мен кометалардың құрамын талдау олардың температурасын, химиялық құрамын және пайда болу уақытын анықтай алады.
9. Қазіргі заманғы дәлелдер: метеориттер, изотоптар және жас жұлдыз дискілерінің бақылаулары
Қазіргі теориялар тек модельдеуге ғана емес, сонымен қатар дәлелдерге де негізделген:
– Метеориттің радиометриялық жасы күн жүйесінің жасына сәйкес келетін шамамен 4,56 миллиард жылды көрсетеді.
– Изотоптардың арақатынасы (мысалы, оттегі және алюминий) қысқа мерзімді радионуклидтердің болуын қоса алғанда, бастапқы қыздыру процесі туралы мәліметтер береді.
– ALMA сияқты заманауи телескоптар планеталардың пайда болуының нәтижесі деп саналатын сақиналары мен саңылаулары бар протопланетарлық дискілерді суретке түсіре алады.
Осы дәлелдердің барлығы планеталардың пайда болуы күн жүйесіне ғана тән құбылыс емес, жас жұлдыздарға тән табиғи процесс екенін көрсетеді.
Қорытынды
Қазіргі заманғы күн жүйесінің пайда болу теориялары күн жүйесін газ бен шаңның құлау бұлтынан дамып, Күн мен протопланетарлық дискіні құрады деп сипаттайды. Шаңның планеталық жүйеге жиналу процестері, планеталық өзектердің өсуі, газдың тұтылуы және планеталық миграция сияқты динамика арқылы біз бүгін білетін планеталық жүйе пайда болды. Көп нәрсе түсінікті болғанымен, зерттеулер жалғасуда, әсіресе планеталық жүйенің пайда болуының егжей-тегжейлерін, алып планеталардың миграциясының тарихын және Жердегі су мен органикалық қосылыстардың шығу тегін түсіндіруде. Астрономиялық бақылаулардың, үлгілерді талдаудың және компьютерлік модельдеудің үйлесімі қазіргі теорияны нығайтты, біздің «ғарыштық үйіміздің» қалай пайда болғаны туралы жаңа жаңалықтар ашу мүмкіндігін ашты.
Қаласаңыз, мен бұл мақаланы мектеп нұсқасына (қарапайым), академиялық нұсқасына (терминдер мен сілтемелер көбірек) бейімдей аламын немесе библиография қоса аламын.
