Небулярна гіпотеза

Протопланетарний диск у туманності Оріона. Знімок телескопа «Габбл».

Небуля́рна гіпо́теза (від лат. nebula — туман) — космогонічна гіпотеза, що описує процес формування та еволюції Сонячної системи, зокрема планет. За цією гіпотезою Сонце і планети утворилися з розрідженої туманності.

Конденсаційна послідовність сонячного матеріалу (при охолодженні речовини сонячної туманності)[1]

Реакція	Температура (за тиску ${\displaystyle 10^{-3}}$ бар)	Щільність конденсату, г/см3
Тугоплавкі окисли (конденсація)	1720	3,5
Металічне залізо (конденсація)	1460	7
${\displaystyle \mathrm {MgSiO_{3}} }$ (конденсація)	1420	4,4
Лужні алюмосилікати (утворення)	1250	4,4
${\displaystyle \mathrm {FeS} }$ (утворення)	680	4,46
Тремоліт (утворення)	540	4,3
Кінець окиснення ${\displaystyle \mathrm {Fe} }$ та ${\displaystyle \mathrm {FeO} }$	490	3,85
Тальк/серпентин (утворення)	400	3,2
Лід (конденсація)	195	1,7
${\displaystyle \mathrm {NH_{3}\cdot H_{2}O} }$ (утворення)	130	1,7
${\displaystyle \mathrm {CH_{4}\cdot 7H_{2}O} }$ (утворення)	85	1,6
${\displaystyle \mathrm {CH_{4}} }$ (конденсація)	40	1
Аргон (конденсація)	35	1
${\displaystyle \mathrm {Ne} }$ (конденсація)	8	1
${\displaystyle \mathrm {H_{2}} }$ (конденсація)	6	0,1
${\displaystyle \mathrm {He} }$ (конденсація)	1	0,1

З цієї таблиці видна кореляція низьких температур утворення конденсатів із низькою щільністю конденсату й високим вмістом леткого компонента.

Гіпотеза була висловлена ще Левкіппом, далі 1734 року Еммануїлом Сведенборгом[2]. 1755 року Іммануїл Кант, який був добре знайомий з роботами Сведенборга, розвинув цю теорію далі. Він довів, що туманність обертається навколо центра і завдяки гравітації сплющується, з часом з неї формується зірка (зірки) і планети. Аналогічна модель 1796 року запропонована П'єром-Симоном Лапласом.

Спершу гіпотеза стосувалася виключно Сонячної системи, але згодом її розповсюдили на аналогічні утворення Всесвіту. Широкого визнання набув сучасний варіант небулярної гіпотези — небулярно-дискова сонячна модель, або простіше: сонячна небулярна модель[3]. Небулярна гіпотеза дає пояснення цілому ряду властивостей Сонячної системи, включаючи близькі до колових і розташовані в одній площині орбіти, та обертання планет у напрямку обертання Сонця навколо власної осі. Багато елементів небулярної гіпотези наявні в сучасних теоріях формування планет, але більша їх частина зазнала змін.

Згідно з небулярною гіпотезою, зорі формуються в масивних і щільних хмарах молекулярного водню — молекулярних хмарах. Ці хмари гравітаційно нестійкі, і матерія в них збирається у згустки, обертається, стискається, і формує згодом зорі. Формування зорі — комплексний і тривалий процес, який завжди створює навколо молодої зорі газоподібний протопланетний диск. Цей процес нерідко призводить до появи планет, за недостатньо добре відомих обставин. Таким чином, формування планетної системи — природний результат формування зір. Зорі, подібні до Сонця, формуються протягом близько 1 млн років, а протопланетний диск — протягом наступних 10—100 млн років[4].

Протопланетний диск є акреційним диском, який підживлює центральну зорю. Дуже гарячий спочатку, диск поступово остигає до стадії, близької за типом до зоряних систем типу T Тельця; потім формування пилових піщинок призводить до появи кам'яних та крижаних брил. Зіштовхуючись та злипаючись брили формують багатокілометрові планетозималі. Якщо диск достатньо масивний, швидка акреція навколо планетозималей, призводить до формування протягом 100 000 — 300 000 років протопланети, розміри яких змінюються між розмірами Місяця і Марса. Поблизу зорі протопланети, пройшовши через стадію злиттів та поглинань, формують декілька планет земної групи. Остання стадія триває від 100 млн до 1 млрд років[4].

Формування планет-гігантів — складніший процес. Вважається, що вони формуються за так званою сніговою лінією, де протопланети переважно складаються з різних типів льодів. В результаті, вони у декілька разів масивніші, ніж внутрішня частина протопланетного диска. Що слідує за формуванням протопланети не до кінця зрозуміло. Деякі протопланети продовжують рости, досягаючи 5—10 мас Землі — порогового значення, яке дозволяє почати акрецію воднево-гелієвого газу з диска. Накопичення газу ядром — повільний процес, який триває мільйони років, але з досягненням маси, у 30 разів більшої, за масу Землі, він починає різко прискорюватися. Планети, подібні до Юпітера та Сатурна, ймовірно, накопичують свою масу протягом лише 10 000 років.

Див. також

• Снігова лінія
• Теорія хвиль щільності

Примітки

1. Lewis J.S. Low temperature condensation from solar nebula. - Icarus, 1972, vol. 16, p.241-252.
2. Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume I)
3. Woolfson, M.M. (1993). Solar System – its origin and evolution. Q. J. R. Astr. Soc. 34: 1—20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W. For details of Kant’s position, see Stephen Palmquist, «Kant’s Cosmogony Re-Evaluated», Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (September 1987), pp. 255—269. (англ.)
4. Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc та ін. (2006). Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years. Earth, Moon, and Planets. Spinger. 98 (1–4): 39—95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. (англ.)

Посилання

• Космологическая космогоническая небулярная гипотеза [Архівовано 29 листопада 2009 у Wayback Machine.] (рос.)