РАННЯЯ ЗЕМЛЯ В ТЕСНОМ ОКРУЖЕНИИ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД

© 2009 г. А.В. Витязев, Г.В. Печерникова

Институт динамики геосфер РАН

 

Данные о физико-химических условиях на ранней Земле важны для специалистов, работающих по проблеме зарождения биосферы. Обсуждается последняя модификация теории формирования Земли и планет. Рассматриваются возможные последствия формирования Солнца в области звездообразования в тесном окружении соседних молодых звезд. Приводится обобщение классической задачи о темпе роста Земли и планет с новыми оценками, позволяющими согласовать результаты как по долгоживущим (уран-свинцовым), так и короткоживущим (гафний-вольфрам) космохронометрам. Обсуждается модель ранней эволюции Земли, учитывающая как новые динамические оценки, так и последние геохимические данные (древнейшие австралийские цирконы, реликтовая плеяда ксенона). Указаны проблемы теории ранней эволюции Земли, по которым пока не удается получить удовлетворительного решения.

 

 

ВВЕДЕНИЕ

 

Продвижение в решении проблемы зарождения земной биосферы так или иначе зависит от ограничений, следующих из моделей образования планет. Идеи межзвездной или межпланетной панспермии или самозарождения биоты на Земле требуют оценок астро-физико-химической обстановки на нашей планете в первые полмиллиарда лет. Модели ранней Земли основываются на нашем понимании процессов, приведших к формированию Земли и планет. Предлагавшиеся модели «огненно-жидкой» и конкурентной «холодной» первичной Земли базировались на тех или иных космогонических представлениях, появлявшихся после знаменитой гипотезы Канта-Лапласа.

В 1970-1980 гг. благодаря совместным усилиям российской (московской), японской, американской и европейской школ был построен так называемый «стандартный сценарий происхождения Солнечной системы» (описание см. Hayashi et al., 1985; Витязев и др., 1990; более поздние обзоры, включая Wikipedia). В статье эта модель представлена схематически, как часть новой более общей модели (см. ниже рис. 6).

Первый раздел посвящен обобщенному подходу к исследованию происхождения околозвездных протопланетных систем в гигантских молекулярных облаках. Здесь мы обсуждаем разные возможности образования Солнечной системы (СС), формирующейся в тесном окружении других молодых звезд (Pechernikova, Vityazev, 2007). Здесь же объясняются новые понятия — плазменные оболочки газопылевых дисков около молодых звезд — «ионоторы» и «магнитоторы». Поскольку к системе уравнений грави-гидродинамики добавляется система уравнений Максвелла для ионизованной среды, модификация стандартной модели названа нами «грави-магнито-гидродинамической моделью». В этом разделе, по сути, предлагается принципиальное решение старой (весьма острой) проблемы о потере первичным газопылевым диском более 90 % его первоначальной массы.

Во втором разделе дается краткое описание «стандартного сценария формирования планетной системы Солнца». Приводятся новые оценки по уточненной формуле для скорости роста Земли. Полученная короткая шкала роста твердых планет на ранней стадии позволяет интерпретировать показания Hf-W-геохронометра как указание на плавление и дифференциацию в родительских планетезималях в первые десятки миллионов лет жизни СС. С другой стороны, подтверждена оценка общей длительности завершающего этапа роста Земли — 100 млн. лет.

В третьем разделе приводится описание агрегированной модели ранней Земли. Мы продолжаем придерживаться полученного нами ранее вывода о том, что Земля не была никогда ни «огненно-жидкой», ни «холодной». Нагреваемая ударами падающих тел, массы крупнейших из которых могут на заключительных стадиях составлять до 1 % от массы планеты, растущая планета временами имеет гигантские очаги расплавов. В этих гигантских подземных, но все же локальных, морях магмы должна происходить дифференциация. При определенных условиях, описываемых критерием «теплового взрыва», энергии гравитационной дифференциации становится достаточно, чтобы локальная дифференциация перешла в глобальную. Обсуждаются процессы формирования примитивных атмосферы и гидросферы. Здесь же приводится сводная схема блоков, составляющих референц-модель ранней эволюции Земли.

В Заключении приводятся остающиеся нерешенными основные проблемы моделей ранней Земли. Имея в виду общую направленность сборника, мы сочли необходимым ограничиться минимумом формул, отсылая читателя к соответствующим публикациям.

 

 

ФОРМИРОВАНИЕ ПЛАНЕТНЫХ СИСТЕМ В ТЕСНОМ ЗВЕЗДНОМ
ОКРУЖЕНИИ

 

Астрофизические и космохимические аспекты

 

Одним из важнейших открытий за последние менее чем полстолетия является обнаружение множества планетных систем около других звезд в Галактике. К настоящему времени найдено более 300 экзопланет около ~100 молодых звезд.

Более того, обнаружены и исследуются тысячи газопылевых, вероятно, протопланетных, дисков около молодых звезд. Таким образом, спустя два с половиной столетия после знаменитых работ Канта-Лапласа, идея о происхождении планет из околосолнечного газопылевого диска обрела экспериментальное подтверждение. Да, у нас нет возможности своими глазами увидеть раннюю Солнечную систему. Но мы можем наблюдать рождение планетных систем в современной Галактике около звезд солнечного класса. Можно сказать, что мы не знаем, каким был этот дуб в молодости, но мы теперь видим деревья в нашей дубраве на разной стадии их жизни.

В последние два-три года мы пытаемся сделать следующий шаг: восстановить астрофизическую обстановку вблизи формирующейся Солнечной системы. Понимание того, что звезды не формируются поодиночке, а возникают группами в огромных туманностях типа знаменитой туманности Ориона, было достигнуто более полувека назад. Однако последствия такого совместного рождения планетных систем для нашей Солнечной системы по сути остаются не исследованными. Здесь имеется несколько важных подпроблем. Первая — как долго наша СС находилась в туманности и, вероятно, затем в звездном скоплении типа

 

Рис. 1. Схема протопланетного диска (проплайда) (а) и артвидение протопланетного диска, обдуваемого звездным ветром близкого голубого гиганта (б).

 

Плеяд или Гиад (без газопылевого окружения)⁰ Какие космохимические и динамические следствия тесного звездного окружения имели место для молодой СС?

В связи с первым вопросом заметим, что характерные времена жизни туманностей, в которых рождаются звезды с планетными системами (и без них), порядка десятков миллионов лет. Голубые гиганты своим звездным ветром рассеивают газо-пылевую составляющую, и на месте туманности остаются звездные скопления. Звездные скопления распадаются гораздо медленнее, и известны NGC 752, М 67, Гиады, Ясли, существующие от первых до многих сотен миллионов лет.

В связи со вторым вопросом следует обратиться к характеристикам астрофизической обстановки у наблюдаемых протопланетных дисков в молодых туманностях. На рис. 1 показана схема типичного протопланетного диска около молодой звезды солнечного класса, который испытывает сильнейшее влияние звездного ветра, рентгеновского и УФ излучения от близкого голубого гиганта. Говоря коротко, в молодую СС с уже сформировавшимися крупными телами и протопланетами в первые десятки миллионов лет после образования Солнца может по-прежнему поступать свежий материал от окружающего звездного населения. По массе в сравнении с массой протопланетного диска это может быть и незначительная доля. То есть на химический состав молодой СС влияние привноса вещества может быть пренебрежимо малым.

Если инжектируются свежие радионуклиды короткоживущих элементов (см. табл. 1), по дочерним которых мы хронометрируем ранние стадии эволюции СС, это может быть существенно! Кроме того, если в молодой СС уже есть сформировавшиеся планеты и другие меньшие тела (астероиды и кометные ядра), помимо потока солнечного ветра и солнечного излучения может быть важным звездный ветер и космические лучи из ближайших окрестностей, действующие на приповерхностные слои.

Напомним, что космические лучи — это массивные частицы, протоны, ядра гелия и т. д., фотоны (гамма, рентген, ультрафиолет и ИК). Общая плотность энергии ~1 эВ/см³. Для сравнения — плотность светового излучения звезд ≈ 0.3 эВ/см³. Во время формирования СС в туманности плотность излучения могла быть на два-три порядка выше.

Итак, мы считаем важным обратить внимание на возможность перенормировки космо-и гео- хронометров ранних стадий эволюции СС.

 

 

Таблица 1. Короткоживущие нуклиды в ранней Солнечной системе (Goswami, Vanhala, 2000)

	Время	Дочерний	Звездный источник»
Нуклид	полураспада (млн. лет)	нуклид
41Са	0.1	41К	SN. AGB. WR
26А1	0.7	26Mg	SN. N. AGB. WR
60Fe	1.5	60Ni	SN. AGB
53Мп	3.7	53Cr	SN
l07Pd	6.5	l07Ag	SN. AGB. WR
182Hf	9	182W	SN
129 I	15.7	129Xe	SN
244Pu	82	α. SFb	SN
99Тсс	0.21	99Ru	AGB. WR
36C1£	0.3	36Ar	SN. AGB. WR
205Рbc	15	205Tl	AGB. WR
92Wc	35	92Zr	SN

SN — сверхновая: N — новая: AGB — асимптотическая ветвь гигантов; WR — типа Вольфа – Райе: ^b — продукты спонтанного деления: ^c — необходимо подтверждение.