Владимир Николаевич Ларин - Наша Земля

дальнейшем в качестве синонимов «центрального сгущения» будут употребляться термины «небула» (от латинского «nebula» – туманность) и «Протосолнце».
Зная исходную плотность межзвездной материи и суммарное
количество вещества Солнечной системы, можно оценить объем
(и радиус) той сферы, внутри которой межзвездное вещество подверглось гравитационному стягиванию. Это, в свою очередь, позволяет определить временной интервал от взрыва Сверхновой до
момента вхождения небулы в режим ротационной неустойчивости. Согласно расчетам астрофизиков на это ушло порядка одного
миллиона лет. Весьма характерно, что сбор массы центрального
сгущения происходил крайне неравномерно во времени. Первая
сотая доля массы собиралась в центре примерно 750 тыс. лет, тогда как вся вторая половина вещества небулы была собрана за время порядка одной тысячи лет.
Расчеты также показывают, что температура центрального сгущения повышалась по мере сбора массы, и во время нахождения
небулы в режиме ротационной неустойчивости она (температура)
могла достигать нескольких тысяч градусов. При этом небула испытала особенно резкий нагрев в самый конечный момент сбора
межзвездной материи, когда произошло быстрое гравитационное
стягивание второй половины массы.
6

Здесь мне хотелось бы передать читателю четкий образ того,
что происходило на данном этапе. Давайте представим миллион
лет в виде одного часа земных суток и в масштабе этого времени
мысленно проследим динамику процесса. Мы знаем, как долго
тянется час, если его пережидать, не отвлекаясь, глядя на циферблат часов. Итак, со вспышкой Сверхновой мы засекаем время и
смотрим туда, где должно появиться центральное сгущение. Проходит 30 долгих минут (1800 секунд), но мы ничего не видим, и
лишь только на исходе 45 й минуты замечаем небольшое сгущение в одну сотую от будущей полной массы небулы. Далее процесс
идет по нарастающей, и все же, за считанные секунды до истечения срока, в небуле собралась только половина ее будущей массы.
И вдруг за последние три четыре секунды (из отмеренного «часа миллиона») масса вырастает вдвое, небула резко раскручивается до режима ротационной неустойчивости и нагревается так, что
начинает светить.
Рис. 1.
Характер распределения массы (залито черным)
и вращательного (углового) момента (стрелки) в сфере первичной
туманности в начальный момент гравитационного стягивания.

Это «вдруг» обусловлено характером распределения массы и
вращательного (углового) момента в сфере, охваченной гравитационным стягиванием. На рис. 1 показано распределение этих параметров по радиусу сферы (в центральном шаре, с радиусом в 1/5
от радиуса сферы, и в четырех сферических оболочках, каждая
толщиной также в 1/5 радиуса). Как видно из графиков, изначаль7

но во внешней оболочке (в 1/5 радиуса) была заключена практически половина всей массы сферы и 2/3 ее суммарного углового
момента. И вместе с тем втягивание именно этой порции межзвездной материи, на завершающем этапе сбора небулы, произошло
примерно за 1000 лет. Это весьма малый срок в сравнении с миллионом лет, прошедшим с начала гравитационного стягивания. И
именно к концу этого срока небула, из за быстрого увеличения
своей массы, испытала резкий разогрев и раскрутилась до состояния ротационной неустойчивости из за еще более быстрого прироста углового момента.
Согласно выражению: DQ = P x DV, выделение тепла (DQ)
должно было происходить преимущественно во внутренних частях небулы, где давление (Р) и уплотнение (DV) максимальны. Это
должно было обусловить появление тепловой конвекции.
Важно отметить, что взрыв Сверхновой явился мощным актом
нуклеосинтеза, благодаря которому вещество, попавшее в зону
гравитационного стягивания, получило дополнительную порцию
химических элементов по всему списку периодической системы
Менделеева. При этом наряду со стабильными изотопами и долгоживущими радиоактивными элементами, дожившими до наших
дней, была сформирована масса короткоживущих радиоактивных
элементов, которые давным давно вымерли. Среди этих короткоживущих было немало изотопов с периодами полураспада порядка 105 – 106 лет.
Радиация от распада короткоживущих изотопов обеспечивала
ионизацию межзвездной диффузной материи, и, по крайней мере, первые миллионы лет она должна была находиться в частично
ионизированном состоянии, в виде атомно --">