Часть 3. Общее описание процесса образования планет – теория каменного дождя
Глава 3.1 Процесс формирования зародышей планет от пыли до снежков килотонной массы
Теперь стоит вернуться к исходному вопросу ребёнка— а как же образовались наши планеты? Итак, откатываемся назад, ко временам появления протозвезды, ещё без образования квазизвезды. У нас уже есть «тёплое» каменное протосолнце, то есть уже нагревающее грязный лёд до липкого состояния, но и не раскалённое до возможности быстрого высушивания снега, и относительно тонкий протопланетный диск, образовавшиеся буквально за тысячелетия или десятки тысяч лет, состоящий из огромного числа снежинок и газа, общей плотностью возможно до нескольких тонн на квадратный метр площади этого диска (но распределённых по высоте эклиптики на сотни тысяч километров), из которых на твёрдое вещество приходится порядка 1% массы, то есть десятки килограмм. Значит, при подобной плотности тёплые и липкие снежинки начинают при столкновениях массово слипаться в комки, вопрос лишь – с какой скоростью?
Допустим, что исходно у нас первичный материал для образования планет находится на достаточно высоких орбитах (и лишь впоследствии упадёт поближе к Солнцу), и распределён совсем тонким слоем – непосредственно твёрдых частиц (льда и тяжёлых элементов) буквально 10кг на 1кв. метр диска – в переводе сплошной на водяной лёд, толщина =1см. Тогда для образования Юпитера с массой 1.8*10^27кг понадобится диск диаметра порядка 10^10км, что на порядок больше диаметра его нынешней орбиты, то есть минимальная оценка плотности диска более чем правдоподобна. Весь этот диск можно условно поделить на отдельные круговые орбиты, как делится на отдельные кольца диск вокруг Сатурна. Допустим мы рассматриваем отдельную орбиту, на которой один оборот длится 400млн секунд (≈13 лет) – взяли красивую круглую цифру. Каждая частица в течение оборота вокруг Солнца четверть оборота поднимается над математическим экватором, потом столько же опускается, потом поднимается и опускается с противоположной стороны, каждый интервал по 100 млн секунд. Представим, что исходно у нас все частицы идеальные, двигаются как газ, с постоянной для всех температурой – мерой средней кинетической энергии. Это значит, что средняя кинетическая энергия любой частицы – постоянна, и одиночной молекулы водорода, и снежинки весом в целый грамм. Один грамм, это по весу примерно 6*10^23 атомов водорода (число Авогадро), округлим его до 10^24, а значит, если средняя скорость отдельного атома водорода километр в секунду, то средняя скорость граммовой снежинки уже всего нанометр в секунду. Фактически перед нами картина тепловой смерти – снежинки не могут слипаться просто потому, что практически не двигаются! Где же ошибка в вычислениях?
Ошибка в том, что мы рассматриваем не просто газ, а находящийся в гравитационном поле. Итак, введём координатные оси во вращающейся системе координат, относительно частицы вращающейся строго по кругу, не покидающей экватора – ось X направлена к солнцу, ось Y по направлению вращения идеального математического экватора, ось Z вверх от плоскости экватора. Тогда при столкновениях частиц. находящихся примерно на одной орбите, скорости сталкивающихся частиц по осям X и Y свободно взаимоуничтожаются, а вот по оси Z всё гораздо сложнее. Дело в том, что мы неявно предполагали, что все частицы столкнутся на самом экваторе, когда потенциальная энергия у них нулевая (наименьшая на данной орбите), а кинетическая энергия максимальна, а ведь это не так. Проведём мысленный эксперимент – возьмём всё пылевое облако, разобьём его на кубики размером 1км, все твёрдые частички из каждого кубика мгновенно слепим в одну снежинку внутри кубика, сохранив за ней среднюю скорость и координаты частиц, из которых эту снежинку слепили. Тогда у этих снежинок окажется практически нулевая скорость относительно экватора по любой из выбранных координат, но совсем не нулевая высота, которая в гравитационном поле сразу же начнёт обратно преобразовываться в скорость, которая достигнет на экваторе уже сотен м/сек! Так что, тепловой смерти нет, надо только правильно посчитать средние скорости движения.