11.7. НЕОБХОДИМЫЕ СВОЙСТВА ПРОЦЕССА АККРЕЦИИ

Теперь рассмотрим более общий случай аккреции. Будем исходить из предположения, что в плазме имеется множество зерен, распределенных в разных областях пространства вокруг центрального тела. Потребуем, чтобы аккреция зерен в конце концов приводила к образованию наблюдаемых небесных тел. Из этого требования можно вывести определенные заключения о свойствах зерен и их динамическом состоянии. В настоящем разделе мы ограничимся последним из этих вопросов.

Мы считаем, что теория аккреции должна объяснять следующие данные небесной механики.

11.7.1. ЭЛЕМЕНТЫ ОРБИТ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

Полный момент] количества движения См небесного тела должен представлять собой сумму орбитальных моментов количества движения всех зерен, из которых образовалось данное тело. Эксцентриситеты и наклонения орбит подвергающихся аккреции зерен из-за столкновений при аккреции меняются.

Значения образующегося тела зависят от деталей механизма аккреции, но, вообще говоря, они меньше соответствующих значений для отдельных зерен.

11.7.2. ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПОЛОЖЕНИЕ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

В табл. 2.1.1 и 2.1.2 приводится отношение расстояний двух последовательно расположенных орбит планет или спутников:

В различных группах оно колеблется от 1,18 (Мимас — Энцелад) до 2,01 (Сатурн — Уран). Теория аккреции должна объяснить такие значения

Особый интерес представляет тот факт, что, за исключением группы очень малых тел и X спутников Юпитера — не наблюдается значений Важно выяснить, почему вещество, сконцентрированное, например, в области нахождения спутников Урана, подверглось аккреции с образованием больших тел вместо, скажем, 100 спутников с или 1,02. Если бы такая ситуация возникла, она была бы такой же устойчивой, как и существующие всего лишь четыре спутника.

Следовательно, аккумуляция первичного вещества в небольшое число крупных тел является важным фактом, который должен быть объяснен теорией аккреции.

11.7.3. ОСЕВОЕ ВРАЩЕНИЕ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

Механизм аккреции должен сообщать небесным телам то осевое вращение, которое они имели до начала приливного торможения. Поскольку все спутники и некоторые планеты подверглись сильному торможению, то для проверки теории можно использовать наблюдательные данные об осевом вращении астероидов и планет, на которых не сказалось влияние приливных сил. В частности, необходимо объяснить изохронность вращений (см. разд. 9.7).

11.7.4. ЭКСЦЕНТРИСИТЕТЫ ОРБИТ ЗЕРЕН

Из рассмотренного в разд. 11.7.2 можно вывести интересное свойство орбит частиц, служащих исходным материалом для процесса аккреции.

Предположим, что в результате процессов захвата зерен и конденсации возникло большое число частиц, каждая из которых движется вокруг центрального тела в экваториальной плоскости по строго круговой орбите. Две сферические частицы

с радиусами движущиеся по орбитам могут столкнуться, только если

Поскольку в Солнечной системе обычно малы по сравнению с размерами орбит, то . Это значит, что на последовательно расположенных круговых орбитах может находиться большое число частиц. Такая система во всяком случае была бы абсолютно устойчивой с точки зрения небесной механики, если в ней (как, например, в системе Урана) полная масса спутников значительно меньше массы центрального тела. Подобная ситуация напоминала бы кольца Сатурна и возможна даже за пределом Роша.

Следовательно, в силу того, что в каждой из различных групп тел (см. табл. 2.1.5) имеется только небольшое число (от 3 до 6) объектов, частицы, из которых образовались тела, не могли первоначально двигаться по круговым орбитам в экваториальной плоскости.

Предположим далее, что исходные частицы могут двигаться по круговым орбитам с некоторым углом наклонения Тогда частицы с одним и тем же моментом количества движения С, но с различными значениями будут сталкиваться. Правда, при этом не будет происходить столкновений между частицами с различными значениями а. В случае, когда столкновения полностью неупругие, их результатом будут частицы с неизменными значениями С, но с одинаковыми Такое состояние опять-таки динамически устойчиво. Однако оно несовместимо с современным состоянием Солнечной системы.

Следовательно, мы приходим к выводу, что исходные частицы обязательно должны двигаться по эксцентрическим орбитам. (Круговые вначале орбиты с различными наклонениями стали бы эксцентрическими в случае, когда соударения не являются полностью неупругими. Но этот случай, вероятно, не важен.)

Возможна оценка минимального эксцентриситета, но не без определенных предположений. Допустим (как мы увидим позднее, это предположение не вполне отвечает действительности), что аккреция спутника или планеты происходит путем непосредственного захвата зерен.

Если движение двух соседних зародышей на поздней стадии процесса аккреции происходит по круговым орбитам с радиусами и отношением расстояний то орбиты всех частиц должны пересекать либо либо В противном случае существовали бы зерна, которые не захватывались бы ни на ни на в конце концов они образовали бы тело в области между А это противоречит сделанному предположению.

Поскольку отношение радиуса апоцентра к радиусу перицентра равно получаем

или

В ряде случаев (например, в группе планет-гигантов) поэтому оказывается, что по крайней мере в некоторых группах Для меньших значений например (в группе внутренних спутников Сатурна), получаем Эти результаты не обязательно справедливы для более сложных моделей аккреции. Но, как мы увидим в гл. 12, они в основном верны для рассматриваемого там двухступенчатого процесса аккреции.