Текст книги "Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной"

Глава 2
Солнечная система

Солнечная система возникла чуть более 4,5 млрд лет назад. В ее состав (помимо собственно Солнца) входят 8 планет, подразделяющихся на две группы: четыре планеты-гиганта (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун), находящиеся во внешней части системы, и четыре планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс) – во внутренней. У большинства планет есть спутники, некоторые весьма значительных размеров (до нескольких тысяч километров). В настоящее время также выделяют пять карликовых планет (Церера, Плутон, Эрида, Хаумеа, Макемаке). Они оказались недостаточно массивны, чтобы очистить свои орбиты от более мелких объектов. Кроме того, в Солнечной системе присутствует множество тел размерами менее нескольких сотен километров, которые в первом приближении можно разделить на кометы, астероиды и совсем небольшие метеорные тела. И, наконец, еще одним важным компонентом Солнечной системы является межпланетная среда.

После этапа формирования, который занял более 10 млн лет, Солнечная система находилась в стадии медленной эволюции, на протяжении которой орбиты планет плавно менялись. Примерно через 600 млн лет этот период завершился бурным эпизодом неустойчивости орбит. После этого орбиты в основном приняли современный вид, в котором они, скорее всего, будут находиться еще около 6 млрд лет. Затем Солнце, исчерпав запасы водорода в ядре, начнет превращаться в красного гиганта, что снова приведет к катастрофическим изменениям во всей Солнечной системе.

2.1. Образование Солнечной системы

Возраст Солнечной системы составляет 4,567 млрд лет. Это очень точное значение получено в первую очередь на основе анализа содержания различных изотопов в образцах метеоритов. Неопределенность возраста не превышает пару миллионов лет.

Возраст Солнечной системы немного больше 4,5 млрд лет.

После стадии сжатия протозвездного облака и появления Солнца с протопланетным диском вокруг него в истории Солнечной системы можно выделить несколько важных этапов. Первый – это собственно образование планет. За несколько миллионов лет формируются планеты-гиганты. За несколько десятков миллионов лет – планеты земной группы. Кроме того, за орбитой самой далекой планеты-гиганта остается множество небольших тел – планетезималей. Затем, согласно современным теориям, следует примерно 600 млн лет «застоя», когда система меняется крайне мало. Однако потом происходит относительно быстрая ее перестройка. По ее окончании Солнечная система принимает практически современный вид, в котором и существует с тех пор на протяжении почти 4 млрд лет в почти неизменном состоянии.

Можно выделить три основных источника информации об истории формирования Солнечной системы и о процессах, происходивших при этом. Во-первых, данные по составу метеоритов и комет. Во-вторых, наблюдения многочисленных систем других звезд, находящихся на разных стадиях формирования. Наконец, современная структура нашей системы – в первую очередь орбиты малых тел (кометы, объекты пояса Койпера и т. п.) хранит на себе отпечатки ее бурной молодости.

Информацию о далеком прошлом Солнечной системы получают, изучая состав метеоритов, а также анализируя орбиты небольших тел.

Метеориты делятся на три основных типа. Ахондриты (вместе с хондритами их еще называют каменными метеоритами) и железные метеориты представляют собой осколки крупных астероидов. Таким образом, их вещество уже прошло процесс дифференциации в массивном теле (более тяжелые вещества, такие как железо, под действием гравитации опускались ближе к центру). Третий тип метеоритов – хондриты – представляет собой вещество, не попадавшее в массивные тела, где под действием гравитации могла происходить дифференциация компонентов и их нагрев, или же это осколки внешних частей планетезималей, которые не подвергались дифференциации.

Возраст Солнечной системы устанавливают, анализируя содержание различных изотопов в метеоритах.

Ключевая датировка «момента ноль» в Солнечной системе производится по включениям кальция и алюминия в углистых хондритах. Эти небольшие (от долей миллиметра до сантиметров) образования сформировались в горячей среде в молодом протопланетном диске. Изотопный анализ говорит о том, что это самые древние структуры из всех обнаруженных в Солнечной системе. Короткоживущий изотоп ²⁶Al позволяет провести датировку с точностью в несколько миллионов лет. Использование нескольких изотопов разных элементов с разным временем жизни позволяет еще уточнить эту оценку. Согласно метеоритным данным, первое поколение планетезималей сформировалось менее чем за миллион лет.

В элементном составе метеоритов наблюдаются некоторые аномалии, требующие объяснения. Речь идет о присутствии короткоживущих изотопов на момент формирования первых планетезималей. К этому времени протосолнечная туманность уже миллионы лет как «отцепилась» от молекулярного облака, в котором возникла. Поэтому короткоживущие изотопы (например, ²⁶Al и ⁶⁰Fe) должны были стать очень редкими. Производить их в нужном количестве внутри протосолнечной туманности или протопланетного диска невозможно. Значит, необходим некоторый внешний источник изотопов с небольшим временем жизни. Обсуждаются две основные гипотезы.

Солнце образовалось в звездном скоплении, которое влияло на протопланетный диск и параметры орбит формирующихся объектов.

Солнце, как и подавляющее большинство других звезд, должно было рождаться в звездном скоплении. Значит, источником изотопов могла быть другая, относительно близкая, звезда. Это мог быть либо взрыв сверхновой, либо же звезда с сильным ветром на поздней стадии эволюции: например, на стадии асимптотической ветви гигантов – позднем этапе эволюции звезд типа Солнца, на протяжении которого в звезде существует два слоевых источника, в которых идут термоядерные реакции: водородный и гелиевый (см. раздел 4.6 «Смена термоядерных реакций»). На настоящий момент у нас нет достаточного количества данных, чтобы отдать решающее предпочтение той или иной гипотезе.

Формирование планет-гигантов занимает до нескольких миллионов лет, а планет земной группы – до нескольких десятков миллионов.

Кроме обогащения протосолнечной туманности элементами звездное скопление могло оказывать еще два основных воздействия. Ультрафиолетовое излучение звезд скопления могло приводить к активному испарению вещества туманности. А близкие пролеты звезд – влиять на орбиты тел Солнечной системы. Эффективность и вероятность воздействия зависят от количества звезд в окрестности формирующегося Солнца. С одной стороны, взрыв сверхновой должен быть достаточно близким (0,2 парсека), а пролет проэволюционировавшей звезды – достаточно вероятным. С другой стороны, слишком частые и близкие пролеты звезд могут катастрофически влиять на внешние части формирующейся Солнечной системы, а ультрафиолетовое излучение от очень близкой сверхновой может разрушить протопланетный диск. Итоговые оценки показывают, что Солнце должно было родиться в скоплении из нескольких тысяч звезд, чтобы влияние было не слишком сильным, но достаточным для объяснения присутствия короткоживущих изотопов в нужном количестве.

Спустя примерно 600 млн лет после образования Солнечная система претерпела существенную перестройку орбит планет.

Частицы пыли в диске растут за счет столкновений и слипаний до размеров небольших камней (около сантиметра). В частности, это следует и из наблюдений протопланетных дисков у других звезд. Однако, как происходит дальнейший рост, мы точно не знаем. Рост частиц от размеров порядка сантиметра до километра не может проходить просто за счет столкновений. Во-первых, при ударе частицы разрушаются, а их гравитации еще недостаточно, чтобы удержать осколки от разлета. Во-вторых, торможение камней размером от сантиметров до метров в газе диска приводит к их слишком быстрому радиальному дрейфу в сторону Солнца. Рассматривают разные модели быстрого формирования достаточно массивных планетезималей, но полной ясности в этом вопросе пока нет.

Далее формирование планет-гигантов и планет земной группы протекает немного по-разному. У гигантов, состоящих в основном из газа, мало времени, так как газовый диск довольно быстро рассеивается. Поэтому вначале их твердые ядра должны быстро расти за счет столкновения планетезималей и аккреции мелких твердых тел. Дальше, если ядро набрало массу 10–20 земных, то оно успевает захватить достаточно газа для возникновения планеты-гиганта. Этот процесс занимает около миллиона лет. Небольшие железно-каменные планеты имеют больше времени для роста, поскольку им не нужен газ. Они набирают массу в первую очередь за счет столкновения планетезималей. Самая активная фаза этого периода занимает около 10 млн лет, хотя в дальнейшем более редкие столкновения могут происходить еще десятки миллионов лет. Столкновение Земли с крупным телом, произошедшее примерно спустя 60–100 млн лет после начала образования планет и приведшее к формированию Луны, можно считать одним из поздних эпизодов этого процесса. С тех пор Земля не испытывала столь мощных катаклизмов.

Важную роль в описании формирования планетной системы играет так называемая снеговая линия. Она соответствует расстоянию, на котором начинают замерзать летучие соединения: CO, H₂O и др. В молодой Солнечной системе она соответствует примерно 3 a.е. (значение различно для разных веществ). Таким образом, за орбитой Нептуна в основном формировались ледяные планетезимали, и они не смогли объединиться в единое крупное тело. Современный вид эта группа тел (классический пояс Койпера, рассеянный диск, плутино и другие объекты в резонансе с Нептуном) приняла в результате планетной миграции в первые сотни миллионов лет существования Солнечной системы. В первую очередь на орбиты этих тел влиял Нептун.

После эпохи поздней тяжелой бомбардировки Солнечная система практически не меняла свой облик.

Основой современного описания ранней эволюции Солнечной системы является так называемая Ниццкая модель (от города Ницца, где работали основные авторы этого сценария). В ней четыре планеты-гиганта формируются на расстояниях 5–17 a.е. от Солнца. Затем из-за взаимодействия с небольшими телами три внешние планеты (Нептун, Уран и Сатурн) медленно мигрируют наружу, а Юпитер – внутрь. В тот момент, когда орбитальные периоды Юпитера и Сатурна оказываются в отношении 1 к 2, система становится неустойчивой и происходит ее быстрая перестройка. Это случилось примерно спустя 600 млн лет после формирования Солнечной системы.

Примерно за 100 млн лет планеты-гиганты занимают свое современное положение. В ходе этой быстрой миграции Нептун вторгается в рой ледяных планетезималей, формируя современный вид этой области. Около 99 % тел оказываются выброшенными со своих орбит. Многие из них попадают во внешние части Солнечной системы, другие направляются во внутренние области. Происходит так называемая поздняя тяжелая бомбардировка. Попадая во внутренние части Солнечной системы, планетезимали могут сталкиваться с уже сформировавшимися планетами и их спутниками. Анализ лунной поверхности, а также многих других тел в Солнечной системе показал, что множество крупных кратеров имеют примерно одинаковый возраст – 3,8–4 млрд лет, что соответствует периоду поздней тяжелой бомбардировки. На этой же стадии Юпитер и Нептун собирают «троянские» астероиды в окрестности точек Лагранжа, а многие планеты (например, Уран и Сатурн) захватывают свои спутники.

После этого Солнечная система становится относительно стабильной на миллиарды лет. Численные расчеты показывают, что без мощного внешнего влияния орбиты планет будут оставаться достаточно стабильными вплоть до ухода Солнца с Главной последовательности.

2.2. Планеты и их спутники

В Солнечной системе насчитывается восемь больших планет. Половина из них относится к планетам земной группы. Они имеют железно-каменный состав и располагаются на расстояниях от 0,4 (Меркурий) до 1,5 a.е. (Марс) от Солнца. Вторая половина – это планеты-гиганты. Их ядра состоят из более тяжелых элементов, но основная масса находится в плотных оболочках, где главными составляющими являются водород и гелий (у Юпитера и Сатурна) и углерод, кислород и азот (у Урана и Нептуна). Они находятся на расстояниях от 5,2 (Юпитер) до 30 a.е. (Нептун). Иногда Уран и Нептун выделяют в отдельный подкласс ледяных гигантов. У всех планет, кроме Меркурия и Венеры, есть спутники, а у планет-гигантов также присутствуют системы колец.

Астрономическая единица (a.е.) – это расстояние от Земли до Солнца, примерно равное 150 млн км.

Пять планет – Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн – видны невооруженным глазом и известны с древности. Уран был открыт Уильямом Гершелем (William Herschel) в результате обзоров неба в 1781 г. Нептун был обнаружен в 1846 г. Иоганном Галле (Johann Gottfried Galle) на основе расчетов Урбена Леверье (Urbain Jean Joseph Le Verrier) (расчеты положения Нептуна на основании отклонений в движении Урана также проводил Джон Адамс (John Couch Adams)). В 1930 г. Клайдом Томбо (Clyde William Tombaugh) в результате специальных обзорных поисков был открыт Плутон, ставший девятой планетой. Однако в 2006 г. Плутон потерял статус планеты из-за обнаружения крупных транснептуновых объектов, в основном входящих в пояс Койпера.

Все планеты в той или иной степени были исследованы с помощью космических аппаратов. Наиболее хорошо изученными являются Марс, Венера, Юпитер и Сатурн.

Планеты Солнечной системы делятся на гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) и планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс).

Планеты формировались из вещества той же протосолнечной туманности, из которой сформировалась наша звезда. Самым распространенным элементом в ней был водород, затем гелий и только потом тяжелые элементы. Это объясняет, почему самые массивные газовые планеты в основном состоят именно из водорода и гелия. Несмотря на хорошее понимание среднего состава планет, многие детали внутреннего строения остаются неясными, поскольку исследования недр затруднены даже для Земли. Кроме того, современный уровень знаний не позволяет с надежностью говорить о поведении вещества в недрах планет из-за сочетания высокой плотности и давления.

Содержание элементов в протосолнечной туманности (отражающее вообще содержание элементов во Вселенной) налагает ограничения на возможный состав планет. Небольшие твердые планеты (или ядра более крупных тел) могут состоять из железа или «камней», которые в основном включают в себя магний, кремний и кислород. Ледяные тела состоят в основном из углерода, кислорода и азота, которые вместе с обильным водородом образуют такие соединения, как H2O, CH4, NH3, CO2 и др.

В целом состав планет определяется распространенностью элементов во Вселенной.

Внутри планет сегрегирующее действие гравитации заставляет тяжелые элементы постепенно опускаться в центральную часть. Поэтому планеты земного типа могут иметь железные ядра, а гиганты, подобные Урану и Нептуну, – богатые водородом и гелием внешние оболочки, покрывающие слои льдов (существующих в виде очень плотного газа или жидкости, а не твердого вещества), под которыми находится ядро из более тяжелых элементов.

Несмотря на многие сходные черты, планеты земной группы существенно отличаются друг от друга. Это касается не только их атмосфер (отсутствие таковой у Меркурия, разреженная атмосфера Марса, достаточно плотная у Земли и очень плотная у Венеры), но и их недр, что в первую очередь отражает различия в их массах, поскольку состав планет примерно одинаков (хотя, например, Меркурий содержит немного больше железа относительно кремния, чем другие три планеты, а Марс может иметь несколько меньше железа). Земля, будучи самой массивной, обладает более сложной внутренней динамикой, что выражается в активном вулканизме (сохранившемся и в наши дни, в отличие от Марса и Венеры) и движении литосферных плит (которое отсутствует у других планет земной группы). Есть предположения, что литосферная динамика является необходимым условием для появления жизни, подобной земной.

Марс почти в 10 раз легче Земли, не имеет мощного магнитного поля и в настоящее время обладает довольно разреженной атмосферой. Однако недавние исследования показали, что в прошлом ситуация на Марсе могла быть иной. В частности, на его поверхности в больших количествах могла существовать жидкая вода, о чем свидетельствует анализ некоторых минералов. Возможно, в далеком прошлом этой планеты мощный вулканизм привел на какое-то время к существованию более плотной атмосферы и жидкой воды на поверхности.

Климат Марса и Венеры в далеком прошлом был иным.

Венера, несмотря на отсутствие магнитного поля, наоборот, имеет очень плотную атмосферу, в основном состоящую из CO2. Из-за этого мощнейший парниковый эффект привел к очень высокой температуре на поверхности (около 450 °C). Возможно, в далеком прошлом условия на Венере были гораздо более мягкими, пока парниковый эффект не начал существенно менять климат.

По составу и строению планеты-гиганты удобно разделить на две группы, поскольку более массивные Юпитер и Сатурн в основном состоят из водорода и гелия, в то время как более легкие Уран и Нептун имеют лишь относительно небольшие (по массе) самые внешние оболочки из этих легких элементов.

В Юпитере общая масса элементов тяжелее гелия может составлять до 40 масс Земли. Масса ядра при этом около 10 масс Земли. У Сатурна, в состав которого входит примерно 20–30 масс Земли в виде тяжелых элементов, ядро более тяжелое – от 10 до 20 земных масс. Расчеты показывают, что ядра этих планет не могут находиться в твердом состоянии, так что эти гиганты, вероятно, не имеют твердых составных частей (ни в ядре, ни во внешних оболочках), и потому конвекция играет большую роль в их структуре и эволюции. Нептун, по всей видимости, также не имеет твердого ядра. Ситуация с Ураном более сложная. Не исключено, что у этой планеты есть небольшое твердое ядро. Все планеты-гиганты обладают достаточно сильным магнитным полем, особенно Юпитер.

Внешние слои планет-гигантов – это толстые газовые оболочки. Поскольку все четыре гиганта быстро вращаются, мы видим их атмосферы «полосатыми» из-за зональных ветров, а ориентация полос перпендикулярна оси вращения. В верхних слоях дуют сильные ветры и возникают крупномасштабные вихревые структуры (самая известная из них – Большое красное пятно на Юпитере), связанные с штормовыми явлениями в атмосфере. Также из-за быстрого вращения все планеты-гиганты заметно сплюснуты.

Все четыре планеты-гиганта имеют системы колец. Самая большая и известная из них – у Сатурна. Еще в 1610 г. ее наблюдал Галилео Галилей, однако понять, что речь идет именно о кольцах, удалось лишь спустя несколько десятилетий Христиану Гюйгенсу (Christiaan Huygens). В наши дни наиболее детальные данные по кольцам Сатурна получены межпланетной станцией Cassini («Кассини»). Кольца Урана и Нептуна были открыты при наземных наблюдениях покрытий этими планетами звезд во второй половине XX в. А вот кольца Юпитера как следует разглядел только космический аппарат Voyager 1 («Вояджер-1»).

Планеты-гиганты (кроме, возможно, Урана) не имеют твердых ядер или оболочек.

В вопросе происхождения колец остается много неясного. Кольца Юпитера состоят из мелких пылинок размером порядка микрометра. За появление этой пыли отвечают близкие спутники (Амальтея и др.), которые постоянно бомбардируются микрометеоритами. Без них кольца исчезли бы за сотню тысяч лет. Кольца Урана и Нептуна, по-видимому, старые, их возраст может составлять миллиарды лет. Красивые кольца Сатурна могут в основном состоять из вещества, попавшего туда достаточно давно, но структура колец со временем должна меняться, так что современный облик колец, видимо, не старше нескольких десятков миллионов лет.

Спутники делятся на регулярные и иррегулярные. Первые из них имеют почти круговые орбиты, лежащие вблизи плоскости экватора. Орбиты иррегулярных могут быть сильно наклонены к экватору планеты, вытянуты, а кроме того, направление вращения может быть обратным. Считается, что регулярные спутники в основном образовались вместе с планетами, а иррегулярные были захвачены впоследствии.

Спутники планет-гигантов могут быть достаточно крупными. Самым большим (если считать массу и радиус твердой поверхности) является спутник Юпитера Ганимед. Он в два раза тяжелее Луны, а по размерам превосходит Меркурий. Спутник Сатурна Титан лишь немногим меньше и легче, но зато он имеет плотную атмосферу, и его видимый размер больше, чем у Ганимеда.

Все планеты-гиганты имеют системы колец.

По всей видимости, четыре крупнейших спутника Юпитера (так называемые галилеевы спутники – Ио, Европа, Ганимед и Каллисто), как и Титан, образовались вместе с планетой. Это регулярные спутники. А вот большой спутник Нептуна Тритон, который лишь втрое легче Луны, вероятно, был захвачен ледяным гигантом во время миграции в эпоху поздней тяжелой бомбардировки.

Для Луны был предложен особый механизм формирования, отличный от прочих спутников. Весь комплекс данных говорит о том, что примерно спустя 60–100 млн лет после образования Солнечной системы Земля столкнулась с массивным телом (по массе сравнимым с Марсом) и в результате этого катаклизма у нашей планеты появился необычно крупный спутник, чья масса составляет более 1 % массы Земли. В некоторых сценариях Луне отводится важная роль в эволюции Земли, в том числе в развитии жизни.

Луна сформировалась в результате столкновения молодой Земли с крупным телом.

Некоторые из спутников считаются кандидатами в обитаемые миры. Разумеется, речь может идти лишь о простейших формах жизни. В первую очередь потенциально обитаемыми считают подледные океаны, которые есть, например, на спутнике Юпитера Европе и спутнике Сатурна Энцеладе. Также существуют экзотические модели, в которых обсуждается потенциальная обитаемость Титана. При этом метаболизм гипотетических организмов должен принципиально отличаться от такового у земных существ. Наличие толстой азотной атмосферы (давление на поверхности сравнимо с земным) и озер из жидких углеводородов дает основания для таких экстравагантных гипотез.