Если вы решили обновить интерьер квартиры, одно пребывание в которой нагоняет на Вас тоску, то советую Вам обратиться за помощью к опытным и креативным дизайнерам творческой мастерская «АтОлл», которые превратят вашу холостяцкую берлогу в квартиру вашей мечты.

Средний космический состав и состав допланетного газопылевого диска

Многолетние исследования в ИК и радиодиапазонах состава газа и пыли в галактических туманностях и молекулярных облаках, данные о металличности звезд разных поколений, данные по фотосферам Солнца и ряда звезд, данные о составе метеоритного, астероидного и кометного вещества позволяют судить о среднем космическом и солнечном составах. На диаграмме (рис. 2) показана верхняя часть таблицы Д.И. Менделеева с одновременным указанием среднего космического содержания наиболее обильных элементов (Anisochkin et al., 2007; Анисочкин и др., 2007).

Трехмерная таблица Менделеева современного космического обилия элементов

Рис. 2. Современный космический состав.

Таблица 2. Основные компоненты газопылевого диска

Состав первичного газопылевого диска восстанавливается по данным о метеоритах и кометах и содержаниях элементов в фотосфере Солнца. Для грубых расчетов по динамике газо-пылевого диска используют три основные компоненты (табл. 2).

Список обнаруженных молекул в молекулярных межзвездных облаках от двух и более до десяти атомных огромен. На рабочем совещании он демонстрировался еще в двух выступлениях — Н.Г. Бочкарёва и В.Н. Снытникова. Поэтому мы его здесь не приводим, отсылая читателя к интернетовским сайтам. Отметим обычно не подчеркиваемый факт: обилие многоатомных молекул в межзвездной среде падает почти экспоненциально с ростом числа атомов в данной молекуле.

Ситуация с молекулярным составом газа и пыли в протопланетных дисках около молодых звезд и в околосолнечном газопылевом диске является предметом обширной дискуссии. В рамках этой статьи мы лишь отметим, что переработка вещества в ходе формирования околосолнечного диска могла быть неполной и часть вещества на окраине диска могла иметь состав как газа, так и пыли, близкий к межзвездному. Более того, согласно выше сказанному в этом пункте, часть межзвездного вещества могла поступать в молодую СС уже в ходе продвинутого формирования планет.

Грави-магнито-гидродинамика газопылевого диска около молодого Солнца

Согласно стандартной модели умеренно массивного (М_d= 0.03÷0.07M_ʘ), тонкого (H(R)/ R<<1), но оптически толстого протопланетного диска к окончанию аккреции на Солнце в диске имеется «мертвая» зона (R ~ 0.1÷20 а.е.), где ввиду низкой ионизации вблизи центральной плоскости МГД эффекты пренебрежимо малы. Здесь H(R) =c_s/Ω- толщина однородной атмосферы, c_s — скорость звука, Ω — угловая скорость вращения. В то же время над и под мертвой зоной на высотах порядка нескольких характерных толщин Н имеется активный слой с поверхностной плотностью σ ~ 100 г/см², в котором степень ионизации n_c/n_H > 10^-13 достаточна для развития магнито-ротационной неустойчивости MRI, открытой Е.П. Велиховым (Velikhov, 1959) и интенсивно исследуемой в астрофизических объектах и лабораториях.

Мы исследовали слоистые модели постаккреционного диска (рис. 3), в котором после седиментации пыли и последующей гравитационной неустойчивости в пылевом субдиске вблизи центральной плоскости идет аккумуляции тел. В то же время в МГД активном верхнем слое продолжается турбулентный перенос углового момента и газа на периферию диска. На рис. 6 (см. ниже) показана общая блок-схема грави-магнито-гидродинамической (ГМГД, в английской транскрипции GMHD) модели допланетного диска, где знаком «***» отмечены новые блоки, добавленные нами к стандартной модели.

В теории околосолнечного диска оставалась нерешенной проблема потери большей части газа первичной околосолнечной туманности. Потеря газа по механизму Джинса (как потери газов тяжелее Н и Не из современной атмосферы Земли) очень мала (Витязев и др., 1990). Гипотеза о выметании газа из диска звездным ветром молодого Солнца требовала чуть ли не стократной по сравнению с околосолнечным диском массы, т. е. еще одной солнечной массы, что противоречит физике Солнца.

Рис. 3. Схема сечения молодого Солнца и околосолнечного протопланетного газопылевого диска.

Еще одной загадочной и необъясненной проблемой является факт наличия намагниченности метеоритных зерен. Лабораторные исследования естественной остаточной намагниченности (Natural Remanent Magnetization — NRM) многих фрагментов сотен метеоритных образцов указывают на существование в допланетном диске магнитных полей 1-500 mT. Неупорядоченное расположение намагниченных фрагментов в метеоритных образцах свидетельствует о намагничивании, произошедшем до их объединения в единые агрегаты. Было предложено несколько механизмов генерации магнитных полей в весьма различающихся моделях газопылевых дисков (сжатое межзвездное в молодом Солнце, генерируемое в недрах раннего Солнца, самогенерация на аккреционной стадии и т. д.). Но они не смогли обойти проблему «мертвой зоны».