Структура небулярного облака и межзвездной среды

Сегодня благодаря достижениям астрофизики, космохимии и ядерной физики появилась уникальная возможность восстановить раннюю историю Солнечной системы – начиная с дозвездного (досолнеч­ного) ее состояния и кончая моделированием процессов образования планет. Вместе с тем в учебниках землеведческого цикла эволюция Солнечной системы и Земли часто еще рассматривается в традиционных представлениях: планеты формируются при уже существующем Солнце, а их оболочное строение является результатом дифференциации однородного протовещества. В отрыве от космического окружения и происходящих в нем процессов рассматривается и дальнейшая геологическая жизнь планеты, что неизбежно приводит к утрате огромной информации и, как следствие, к неполноте общей картины эволюции земной коры и среды обитания в целом.

Прежде всего нам предстоит восстановить картину дозвездного, досолнечного состояния вещества и окружающей среды, чтобы понять начальные условия формирования Солнечной системы. Одновременно нам необходимо решить проблему состава первичного вещества, что, как мы уже знаем, имеет немаловажное значение для понимания эволюции протосолнца и протопланет.

Что же может служить сегодня источником информации о ранней истории Солнечной системы и составе первичного вещества досолнечного облака?

Ответ на этот вопрос, как ни покажется странным, довольно простой – надо воспользоваться данными наблюдательной астрономии. Необходимо изучить состав межзвездной среды, структуру и динамику межзвездных туманностей и, наконец, исследовать области, где процесс звездообразования только начинается. Только после этого мы сможем подойти к решению проблемы ранней истории Солнечной системы.

Звезды – это верстовые столбы Вселенной, расставленные на пути в бесконечность. Необозримое пространство между ними не является безжизненным вакуумом. Оно заполнено частицами вещества, межзвездным газом, энергией, магнитными полями, электромагнитным и радиоизлучением, гравитационными полями. Плотность вещества чрезвычайно низка – 0,2 – 0,02 атомов водорода H/см³, а плотность энергии – 1 эВ на 1 см³, что составляет 10^-12 эрг/см². Тем не менее говорить о вакууме нельзя, ибо вакуум – это среда, где длина свободного пробега частицы газа больше, чем объем, в котором этот газ находится. При среднем количестве частиц (атомов) в межзвездной среде около 1 см^-3 плотность среды будет равна r = 10^-24 г/см³, длина пробега l ~ 10¹⁵ см, т.е. 3×10^-4 пс; при толщине газового диска Галактики 200 пс условие вакуума не соблюдается. Химический состав межзвездного газа оказался близок составу атмосфер Солнца и звезд. В нем преобладают атомы водорода (Н) и гелия (Не), в качестве примесей – кремний (Si), магний (Мg), железо (Fе), алюминий (Аl), кислород (О), углерод (С), азот (N) и некоторые простые их соединения. Имеются в ничтожном количестве (в концентрации порядка 10^-7) и молекулы СН, СН⁺, СN, Н₂. Плюс означает ионизованные молекулы. К настоящему времени известно уже около 60 разнообразных молекул в составе межзвездного газа. Все атомы и ионы среды находятся в невозбужденном состоянии. Это значит, что вследствие чрезвычайно высокого разрежения их взаимные столкновения практически исключены и все атомы, ионы и молекулы будут находиться на невозбужденном (основном) энергетическом уровне. На этом уровне они могут только поглощать излучение на определенных резонансных частотах. Вот по этим резонансным линиям поглощения в спектре и была получена информация о химическом составе межзвездной среды. Неоценимую роль в этих исследованиях сыграли внеатмосферные наблюдения со спутников и межпланетных станций. Дело в том, что земная атмосфера поглощает все внеземное излучение с длиной волны короче 2900 А, соответствующей далекой ультрафиолетовой области спектра.

Кроме газа в межзвездной среде наблюдаются и мельчайшие частички (размером меньше микрона) межзвездной пыли. Она фиксируется в красной области спектра, так как синие и фиолетовые лучи пылинками поглощаются. Покраснение удаленных объектов служит указанием на наличие между ними и наблюдателем космической пыли.

В состав пылинок входят металлы, силикаты, графит, льдинки застывшего газа и т.д. Форма многих из них вытянутая – они являются как бы элементарными диполями, оси которых ориентированы вдоль магнитных силовых линий межзвездных магнитных полей. Это очень слабые поля, имеющие напряженность всего 10^-5 эрстед. Но поскольку межзвездный газ является преимущественно ионизованным, то он обладает высокой электропроводимостью и, следовательно, магнитные силовые линии приклеены к газу, следуя причудливым очертаниям межзвездных туманностей. Кинетическая (максвелловые скорости движения атомов и молекул) температура газа и частиц межзвездной среды составляет несколько Кельвинов. Средняя плотность пыли в 100 раз меньше плотности газа и составляет 10^-26 г/см³.

Таким образом, межзвездная среда – это физический континуум. По нему распространяются даже ударные волны при взрыве сверхновых, в нем происходят сложные движения газа и магнитных полей.

Межзвездная среда не является однородной. В ней различаются области с повышенной концентрацией вещества – так называемые межзвездные туманности, или облака; и весьма разреженные области, в которых число частиц на 1 см³ не превышает 0,1.

Как происходит сгущение облаков в протозвездную туманность? Поступление ионизованного газа происходит из центра, вероятно, из ядра Галактики. Двигаясь по спиральным рукавам, он уплотняется, попадая в «ямы» – изгибы магнитных силовых линий, которые сдерживают газ от хаотичного растекания. Под тяжестью газа магнитные силовые линии упруго прогибаются до тех пор, пока сила упругости не уравновесится массой межзвездного газа. Такова «причина» образования пылегазового комплекса. Дальнейшая эволюция облака будет связана с взаимодействием двух сил – гравитации, стремящейся сжать облако, и газового давления, стремящегося его рассеять. Согласно теории (Шкловский, 1984), облака с массой, равной солнечной, и радиусом порядка 1 пс не будут сжиматься собственной гравитацией. Комплексы с массой более 10³М₀, с температурой 50 К и радиусом в десятки парсек – будут. При сжатии происходит возрастание давления и температуры. Газовое противодавление не мешает при этом сжатию, так как избытки температуры на первой начальной стадии сжатия отводятся молекулярном водородом, теплоемкость молекулы которого чрезвычайно высока и равна 4,97 кал/град. Обилие молекулярного водорода в таких пылегазовых комплексах подтверждается наблюдением. Что же касается облаков с солнечной массой, то, как показывают расчеты, сжатие возможно при радиусе облака 0,02 пс и концентрации частиц газа в нем 10⁶ см³. При большей общей массе облака – 10М₀ – сжатие его начнется при меньшей концентрации частиц – 10⁴ см³. Из этого следует интересный вывод. Реальнее всего сжатие начинается у больших газопылевых комплексов. Когда же средняя плотность значительно увеличится, они распадаются на отдельные неоднородные в плотностном отношении и по массе части, которые в дальнейшем конденсируются самостоятельно. Вот почему звезды образуются не изолированными одиночками, а скоплениями. Не является исключением и наше Солнце.

Звезды, имеющие массу, близкую к солнечной, ввиду общности процессов их образования, по всей вероятности, имеют сопутствующие планетные системы. Следовательно, планетных систем только в нашей Галактике – многие миллионы. Ближайшая к нам – Толиман – находится в созвездии Центавра на расстоянии всего 1,33 пк. Как мы уже знаем, по своим физическим характеристикам и возрасту она подобна Солнцу. Имеются все основания считать ее дочерним образованием, возникшим вместе с Солнцем из одной пылегазовой глобулы.

И, наконец, как объяснить высокую скорость вращения звезд? Наблюдением установлено, что отдельные участки облаков межзвездного газа движутся относительно друг друга с большой скоростью, достигающей 1 км/с. При сжатии гигантского по размерам облака его вращающийся момент, согласно законам сохранения момента количества движения (см. гл. I), сохраняется. Но по мере уменьшения радиуса сжимающегося облака скорость его осевого вращения неизбежно возрастает. При этом теоретически она может достигнуть световых скоростей. Однако легко показать, что в этом случае конденсация вещества в протозвездную массу просто не состоится. Аккреция тела может иметь место, если центробежное ускорение меньше силы тяжести (неравен­ство Пуанкаре, см. §3 наст. главы). Потеря скорости осуществляется за счет передачи момента соседним сжимающимся системам по силовым линиям магнитного поля в окружающую среду.

Звездообразование в Галактике идет непрерывно. Ежегодно прекращают существование три-четыре звезды. Следовательно, за время жизни Галактики – 10 млрд. лет – выродилось до 40 млрд. звезд. Видимо, для поддержания динамического равновесия Галактика автоматически компенсирует их недостаток или убыль воспроизведением новых звездных систем. Это тем более закономерно, что время жизни массивных звезд с М = 10М₀ менее 100 млн. лет. Сохранение в Галактике массивных звезд является серьезным доказательством верности всей теории звездообразования.

Другими источниками сведений о составе первичного досолнечного облака являются метеориты, космическая пыль, вещество земных и лунных пород, а также химические спектры хвостов комет, звездных и планетных атмосфер.

Поскольку возраст метеоритов оказался таким же, как возраст Земли (4,7 млрд. лет), их можно рассматривать как свидетелей допланетной истории Солнечной системы. Некоторые из них, как показывают изотопные исследования (Войткевич, 1979), оказываются реликтами протовещества туманности, которое пошло на формирование планетных тел и Солнца. Правда, здесь не исключена некоторая переработка части метеорного вещества путем соударения, слипания отдельных мелких частиц в более крупные агломераты. Часть метеоритов представляет собой, как показывают исследования, фрагменты разрушившихся более крупных родительских тел – астероидов – диаметром до 500 – 1000 км. Столь крупные астероиды до сих пор наблюдаются в поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера. Это, например, Церера (диаметр 1003 км), Паллада (608 км), Веста (538 км). Около 110 астероидов, из известных 1600, имеют диаметр более 100 км. Шарообразная форма крупных астероидов свидетельствует о значительной роли в них гравитационных сил сжатия. Отсюда неизбежен разогрев недр и определенный процесс дифференциации протовещества в недрах этих астероидов.

Судя по многочисленным кратерам различного диаметра (от долей метра до десятков километров), наблюдаемых на планетах и их спутниках, в поясе астероидов сохранилась лишь малая часть их первоначальной гигантской массы.

Какую же информацию дают нам астероиды и метеориты о составе первичного вещества небулярного облака?

Все известные метеориты в зависимости от состава разделяются на три основных класса: каменные, железокаменные и железные. Наибольшее распространение – 85% из общего числа известных – имеют каменные метеориты, подразделяющиеся на хондриты и ахондриты и состоящие преимущественно из силикатных минералов. Железные метеориты встречаются значительно реже (6%), они состоят из никелистого железа. Железокаменные метеориты (1,5%) сложены силикатным материалом и никелистым железом. Они подразделяются на мезосидериты и палласиты. Первые состоят преимущественно из силикатов с рассеянными по всему объему зернами никелистого железа. Вторые – преимущественно из железоникелевого сплава с вкраплением зерен силикатов, в основном оливина.

Большинство из 70 обнаруженных в метеоритах минералов встречается в земной коре и, как правило, характерно для глубинных магматических пород. Как мы увидим дальше, верхи земной коры представляют собой сильно измененное и переработанное первичное вещество.

Наиболее примитивны по составу хондриты. Хондры – это сферические образования разного диаметра (от долей миллиметра до нескольких миллиметров), представленные силикатом или стеклом, они имеют высокую плотность – 3,5 г/см³. Подобных образований на Земле нет. Они могли возникнуть в условиях высокотемпературной части прототуманности путем конденсации и последующего слипания тугоплавкой фракции вещества или кинетически – путем соударения с другими частицами вещества.

Особым типом хондритов являются углистые хондриты. Это черные и серовато-темные камни, представленные мелкозернистой массой с вкрапленными хондрами. В них обнаружены органические соединения. Замечательно, что химический состав углекислых хондритов оказался наиболее близок химическому составу нелетучей части вещества в атмосфере Солнца. Это значит, что в формировании массы протосолнца значительная роль принадлежит углистым хондритам.

Другая, большая, группа метеоритов – ахондриты – имеет иную природу. Это массивные кристаллические образования, лишенные хондр, подобны земным изверженным магматическим породам. Они представляют собой фрагменты более крупных родительских тел – типа крупных астероидов, испытавших некоторую химическую дифференциацию.

Металлическая фаза железных метеоритов, по современным представлениям, возникла в условиях высоких температур и давлений – до 100 тыс. атм. Такое давление реализуется в планетных телах радиусом порядка 2000 км. Однако возможно формирование железной фазы в высокотемпературной части протосолнечного облака с последующим слипанием конденсата.

Нельзя также исключить и реликтовый характер части железных метеоритов – как фрагментов звездного или планетного вещества от прошлых систем, находившихся в межзвездном пылегазовом облаке. В пользу такого заключения свидетельствуют изотопные аномалии некоторых элементов (Рудник, Соботович, 1984).

Третья группа факторов, позволяющих приоткрыть завесу над тайной первичного состава досолнечного небулярного облака, основывается на данных изучения изотопного состава элементов, слагающих вещество Солнечной системы.

Самым сильным доказательством того, что Солнце – звезда по меньшей мере второго поколения, является широкое распространение на Земле и в Солнечной системе (на метеоритах), Луне тяжелых элементов трансуранового ряда, а также самого урана, тория и др. Их образование возможно лишь в конце жизни звезды при взрыве так называемой сверхновой. По современным представлениям, сверхновые – это старые звезды, содержащие большое количество тяжелых элементов. Следовательно, протосолнечная газопылевая туманность включала в себя вещество какой-то разрушившейся звездной системы. Она пребывала в относительно устойчивом равновесии до того, как испытала мощное облучение звездным ветром сверхновой, взорвавшейся в ее окрестностях. Наличие в веществе различных тел Солнечной системы изотопных аномалий продуктов распада других, более короткоживущих элементов позволяет предположить, что до финального взрыва сверхновая в процессе своей эволюции и нуклеосинтеза неоднократно коллапсировала и за счет последовательно сбрасываемых оболочек пополняла веществом пылегазовую туманность. При этом в результате возникшей неустойчивости отдельные частицы могли сближаться, образуя более крупные фрагменты, что до финального взрыва поддерживало относительную устойчивость этой туманности.

Таким образом, материнское досолнечное облако представляло собой сложную систему из пылевого, газового материала и более крупных фрагментов типа метеоритов древнего возраста и вещества сверхновой, ассимилированной туманностью в более позднее время. Это гетерогенное разновозрастное вещество и явилось исходным материалом для построения Солнечной системы.