Современное состояние планетной космогонии, Образование Солнца и протопланетного облака - Происхождение Солнечной системы

Образование Солнца и протопланетного облака

Данные, накопленные астрофизикой, говорят о том, что звезды, в т. ч. и звезды солнечного типа, образуются в газово-пылевых комплексах с массой. Примером такого комплекса явл. известная туманность Ориона, где звезды продолжают образовываться. По-видимому, и Солнце образовалось с группой звезд в ходе сложного процесса сжатия и фрагментации подобной массивной туманности.

Начавшее сжиматься массивное облако, участвующее в общем вращении Галактики, не может сжаться до высокой плотности из-за большого момента вращения. Поэтому оно стремится распасться на отдельные фрагменты. Часть момента вращения при этом переходит в момент относительного движения фрагментов. Процесс последовательной фрагментации, сопровождаемый беспорядочными (турбулентными) движениями, ударными волнами, запутыванием магн. полей, приливным взаимодействием фрагментов, сложен и понят далеко не достаточно. Однако эволюция изолированного фрагмента, имеющего массу и обладающего не слишком большим начальным моментом вращения K (), уже может быть прослежена путем расчетов на ЭВМ. Расчеты показывают, что при большом моменте вращения вместо протозвезды может возникнуть неустойчивое кольцо, разбивающееся на фрагменты. Таким путем, возможно, формируются кратные звезды. При много меньшем значении K более вероятно образование одиночной звезды. В 80-е гг. 20 в. появились детальные расчеты по образованию около сжимающейся протозвезды (Солнца) уплощенного газово-пылевого диска. В экваториальной области сжимающейся протозвезды должна существовать область с интенсивным перераспределением момента вращения. В случае эффективной турбулентности, вызванной продолжающейся аккрецией газа, все новые порции вещества с избыточным моментом выносятся наружу, образуя вращающийся газово-пылевой диск. Часть вещества из сжимающейся оболочки аккрецирует непосредственно на диск. Не исключено, что в зависимости от начальных условий в туманности, влияния соседних фрагментов, а также вспыхивающих поблизости новых и сверхновых звезд массы и размеры образующихся дисков могут варьировать в широких пределах. Важную роль в ранней эволюции таких дисков играет активность молодой звезды - ее излучение в рентг. и УФ-диапазонах, общая светимость и интенсивность Звездного ветра. Имеются данные, что рентг. и УФ-излучение молодых звезд солнечной массы может на порядки превышать интенсивность коротковолнового излучения совр. Солнца. С использованием ур-ний гидродинамики были построены модели околосолнечного газово-пылевого диска, вращающегося вокруг такого активного Солнца. Согласно этим моделям, темп-ра в центральной плоскости диска падает с расстоянием от Солнца как R-1-R-1/2, составляя 300-400 К на расстоянии R=1 а. е. и лишь десятки кельвинов на а. е. Внеш. разреженные слои диска могли нагреваться коротковолновым излучением Солнца до очень высоких темп-р, что вело к потере газа (его рассеянию в межзвездное пространство). Этому процессу способствовал также интенсивный солнечный ветер. Однако структуру внутренних, более холодных областей диска хорошо отражает модель, положенная в основу исследований Шмидта и его сотрудников.

Похожие статьи




Современное состояние планетной космогонии, Образование Солнца и протопланетного облака - Происхождение Солнечной системы

Предыдущая | Следующая