Средний космический состав и состав допланетного газопылевого диска

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

120911 1114 1239 Средний космический состав и состав допланетного газопылевого диска


Рис. 2. Современный космический состав.

 

Таблица 2. Основные компоненты газопылевого диска

Обилие элементов 

Среднее космическое 

Для Солнечной системы (метеориты) 

Х- массовая доля водорода (Н),

0.75 

0.706 

Y- массовая доля гелия (Не)

0.23 

0.275 

Z — массовая доля всех других элементов («металлов»)

0.02 

0.019 

 

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 (Мd= 0.03÷0.07Mʘ), 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) =cs/Ω- толщина однородной атмосферы, cs — 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 nc/nH > 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.

 

 

120911 1706 1 Средний космический состав и состав допланетного газопылевого диска

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».


Найти на unnatural: Средний космический состав состав допланетного газопылевого диска
Автор: admin | 9 Декабрь 2011 | 359 просмотров

Новые статьи:

Оставить комментарий:

Все размещенные на сайте материалы без указания первоисточника являются авторскими. Любая перепечатка информации с данного сайта должна сопровождаться ссылкой, ведущей на www.unnatural.ru.
Rambler's Top100