Михаил Никитин - Происхождение жизни. От туманности до клетки
Орбиты тел пояса Койпера разнообразны. Большинство из них («холодное население пояса Койпера») имеют орбиты, близкие к круговым и почти в той же плоскости, что орбиты планет. Они делают оборот вокруг Солнца за 270–310 лет. К ним относится, например, Квавар. Другие, такие как Макемаке и Хаумеа («горячее население»), при тех же периодах обращения отличаются большим наклонением орбиты, до 30 градусов.
Плутон находится ближе к Солнцу, пересекает орбиту Нептуна, но опасных сближений не происходит, потому что его орбита наклонена на 15 градусов к плоскости орбиты Нептуна. Известно более 100 объектов с похожими орбитами (например, Орк) – они называются «плутино» и движутся в орбитальном резонансе 2:3 с Нептуном (период обращения – 240 лет). Наконец, есть так называемые обособленные объекты, которые находятся дальше всего от Солнца. К ним относятся, например, Эрида (период обращения – 561 год) и Седна (период обращения – около 11 400 лет).
Глава 2
Происхождение Солнечной системы. Экзопланеты[2]
Протопланетные диски
Формирование звезд, наблюдаемое и в настоящее время, происходит в газово-пылевых облаках. Такие облака под собственной тяжестью сжимаются и распадаются на фрагменты. По мере сжатия отдельных фрагментов небольшое случайное вращение, которое имело облако до сжатия, усиливается – по закону сохранения момента импульса если вращающиеся тела приближаются к центру вращения, то скорость вращения должна возрасти (так фигуристы на льду прижимают руки к телу, чтобы ускорить свое вращение). В случае газового облака взаимодействие вращения и силы тяжести приводит к тому, что облако принимает форму диска. Вдоль оси вращения сжатие происходит беспрепятственно, а в плоскости диска газ и пыль могут падать к центру, только потеряв по какой-либо причине скорость вращения. Центральное сгущение сжимающегося фрагмента облака – протозвезда – образуется еще до того, как фрагмент сожмется в диск. Гравитационная энергия падающего в протозвезду газа разогревает ее, и еще до начала термоядерных реакций светимость протозвезды может в сотни раз превышать ее будущую светимость в качестве обычной звезды. Примерно через миллион лет газ из диска в основном попадает в звезду, и светимость ее поддерживается уже только термоядерными реакциями. Известным примером звезды на этой стадии эволюции является T Тельца. Остаток диска, имеющий массу порядка 10 масс Юпитера, постепенно образует планеты (рис. 2.1).
Древнейший известный твердый материал, попавший в руки ученых, – так называемые досолнечные зерна (presolar grains). Эти частицы микронных размеров, найденные внутри метеоритов, состоят из тугоплавких минералов – карбида кремния, алмаза, оксидов алюминия и титана, оливина и пироксена. Досолнечные зерна отличаются по изотопному составу от остального вещества Солнечной системы. Например, они часто сильно обогащены тяжелым изотопом кальция 44Са. Этот изотоп получается из радиоактивного титана 44Ti с периодом полураспада 60 лет, который, в свою очередь, возникает в больших количествах при вспышках сверхновых. Следовательно, досолнечные зерна образовались в конце жизни различных звезд в процессе сброса их оболочек – как тихого (звездный ветер), так и взрывного (вспышки сверхновых).
Самые древние твердые тела Солнечной системы, кальций-алюминиевые включения, тоже входят в состав метеоритов, но они крупнее, до миллиметра в размере, и в их составе есть и менее тугоплавкие материалы. Возраст всех кальций-алюминиевых включений, определенный с высокой точностью уран-свинцовым методом, одинаков и составляет 4568 млн лет. Момент образования кальций-алюминиевых включений принимается за точку отсчета существования Солнечной системы (табл. 2.1).
Кальций-алюминиевые включения тоже несут в себе изотопные следы вспышек сверхновых в виде избытка 26Mg и 60Ni – продуктов распада радионуклидов 26Al и 60Fe с периодами полураспада 730 000 лет и 2,6 млн лет соответственно. Следовательно, образование Солнечной системы произошло вскоре после вспышки сверхновой в этом районе космоса. Ударная волна от вспышки сверхновой могла стать толчком, запустившим сжатие облака.
Пока не очень понятно, как соотносится изотопная хронология твердых тел Солнечной системы и возраст Солнца. Наиболее вероятно, что кальций-алюминиевые включения сконденсировались, когда Протосолнце высветило большую часть гравитационной энергии и температура внутренних частей диска упала ниже 1500 °C. Этот момент наступил примерно через 200 000–300 000 лет после начала образования Солнца.
Следующим поколением твердых тел Солнечной системы стали хондры. Это силикатные шарики размером до нескольких миллиметров, составляющие основную часть материала самых обычных метеоритов – хондритов. Хондры состоят из таких минералов, как оливин (MgFeSiO4), пироксен ((Mg, Fe, Ca) Si2O6), полевой шпат ((K, Na) AlSi3O8), а также имеют примеси фосфатов кальция, сульфида железа, самородных железа и никеля. Структура хондр указывает на их образование при быстром (не более минуты) нагревании до примерно 1000 °C и таком же быстром охлаждении. Что могло быть причиной такого кратковременного нагрева – непонятно. Рассматриваются версии коротких вспышек молодого Солнца, столкновений метеоритов и ударных волн в протопланетном диске. Эпоха образования хондр началась с момента появления кальций-алюминиевых включений и продолжалась примерно 2 млн лет.
Метеориты по минеральному составу делятся на три основных класса – железные, каменные ахондриты и каменные хондриты (рис. 2.2). Хондриты наиболее многочисленны и состоят из хондр, небольшой доли кальций-алюминиевых включений и мелкозернистого матрикса, соединяющего крупные зерна. В состав матрикса часто входят вода и органические соединения. В некоторых хондритах доля органики достигает 30 %. Железные метеориты и каменные ахондриты более однородны и имеют следы полного расплавления. Скорее всего, железные метеориты и каменные ахондриты являются осколками крупных, диаметром более 100 км, астероидов, дифференцировавшихся на железное ядро и силикатную мантию, а хондриты никогда не входили в состав крупных тел и сохраняют древнейшие минералы Солнечной системы в неизменном виде. Железные метеориты и каменные ахондриты в среднем на 1–2 млн лет моложе хондритов, но самые древние из них – ровесники древнейших хондритов и кальций-алюминиевых включений.
Образование планетезималей
Размер первых твердых частиц Солнечной системы, кальций-алюминиевых включений и хондр не превышал 1 см. Для того чтобы образовались астероиды и планеты, мелкие частицы должны были сталкиваться между собой и слипаться. Для частиц размером до 10 см основную роль в слипании играют электростатические взаимодействия. Тела километровых размеров (планетезимали) удерживаются вместе своей гравитацией. Долгое время было необъяснимо, как могли образоваться километровые тела, потому что в размерном классе метров-десятков метров столкновения по всем моделям должны приводить к разрушению тел, а не к их росту. Точнее, метровые тела могут увеличиваться за счет столкновения с мелкой пылью, но моделирование показывает, что рост за счет пыли отстает от разрушения за счет столкновений между телами сравнимых размеров. Другим слабым местом небулярной теории образования Солнечной системы было взаимодействие пыли с газом. Газ в протопланетном диске движется по окружности со скоростью меньше орбитальной, так как его дополнительно поддерживает давление нижележащих слоев газа. Пылинка в таких условиях должна тормозиться в газе и падать на Солнце в течение нескольких тысяч лет.
Обе этих проблемы решаются, если газовая часть протопланетного диска была турбулентна и в ней крутилось множество устойчивых вихрей. В этом случае пылинки падают не на Солнце, а к центру ближайшего вихря. В центре вихря скорости столкновения пылинок сильно уменьшаются, а их плотность возрастает, что позволяет метровым частицам слипаться в километровые. Образование планетезимали в вихре занимает не более 10 000 лет, но как долго мог продолжаться период массового рождения планетезималей, не очень ясно. По разным оценкам, он мог составлять от 100 до 500 000 лет.
После того как значительная часть пыли собралась в планетезимали, начинается рост планетных зародышей, в котором основную роль играют их гравитационные взаимодействия. Более крупные тела растут быстрее. Когда появляются первые планетные зародыши размером до 1000 км, их гравитационное воздействие искажает орбиты мелких планетезималей, что повышает скорость их столкновений. В этих условиях мелкие планетезимали уже не могут объединяться друг с другом, а могут только присоединяться к более крупным. Этот период называется «стадией олигархического роста». В течение 1–2 млн лет олигархический рост приводит к объединению большей части твердого вещества в районе планет земной группы и пояса астероидов примерно в сотню планетных зародышей размером 3000–6000 км и массой, составляющей 1–10 % массы Земли (в промежутке между массами Луны и Марса). Небольшая часть планетезималей сохранилась до наших дней как астероиды.
