Часть В. Плазма и конденсация

15. Физика плазмы и гетегония

15.1. КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ЧАСТЕЙ А И Б И ПЛАН ЧАСТЕЙ В И Г

В двух предыдущих частях монографии были рассмотрены самые последние стадии образования планет и спутников. При этом в основу рассмотрения был положен принцип актуализма. Начиная со свойств, которыми обладают планеты и спутники в настоящее время, мы проследили историю их развития в ретроспективе, пытаясь найти, каким образом произошла аккреция этих тел из тел меньших размеров. В этой последовательности гетегонных событий существенной промежуточной стадией является образование струйных потоков.

Проведенный анализ показал, что существенные особенности современного строения Солнечной системы можно понять, если постулировать, что первоначально здесь находились зерна с определенными свойствами. В целом можно сказать, что:

1) зерна должны обладать такими динамическими свойствами, чтобы после аккреции они образовывали небесные тела, обладающие такими же орбитами и вращениями, как в настоящее время (за исключением случаев, где должны играть роль постаккреционные события, например приливные взаимодействия);

2) зерна должны обладать такими химическими свойствами и такой структурой, которые объясняли бы состав планет и спутников, а также свойства существующих в настоящее время малых небесных тел (комет, астероидов, метеорных тел).

Цель этой и последующих глав — исследовать, при каких процессах могла возникнуть совокупность зерен с этими необходимыми свойствами.

15.1.1. ПРИМЕНИМОСТЬ МАГНИТНОЙ ГИДРОДИНАМИКИ И ФИЗИКИ ПЛАЗМЫ

Можно предположить, что образование Солнечной системы связано с газовой туманностью. Первый вопрос, на который необходимо ответить, состоит в том, можно ли рассматривать указанную среду без учета электромагнитных эффектов.

В газовой динамике критерием, обосновывающим пренебрежение электромагнитными эффектами, является условие, по которому характерный магнитогидродинамический параметр много меньше единицы, т. е.

где магнитная проницаемость, электропроводность и плотность среды соответственно; В — магнитная индукция, -линейная протяженность среды, с — скорость света [23, стр. 118 русского перевода]. Для задач, связанных с рассмотрением межпланетных и межзвездных явлений, обычно имеет значение порядка (табл. 15.1.1). В ионосферах планет достигает единицы в -слое. Атмосферы и гидросферы планет являются единственными областями во Вселенной, где справедлив немагни-тогидродинамический подход к проблемам гидродинамики.

Таблица 15.1.1 (см. скан) Характерные параметры лабораторной и космической плазмы [23]

В околозвездной области, например типа той, в которой образовалась наша Солнечная система, в любом разреженном газе неизбежно идет процесс частичной ионизации не только под действием электромагнитного излучения звезды, но и вследствие электронных столкновений. Последние связаны с токами, определяемыми расположением вещества и переносом момента количества движения. По существу в любой теории образования Солнечной системы необходимо учитывать то обстоятельство, что в процессе формирования системы неизбежно выделяется гравитационная энергия, достигающая нескольких тысяч электронвольт на атом. Выделение такого большого количества энергии должно приводить к значительной ионизации (если только не постулируются весьма неправдоподобные процессы, см. гл. 13). Как уже отмечалось в разд. 1.4.4, эти теоретические аргументы основаны на наблюдении сильных магнитных полей и плазмохимических эффектов в темных облаках. Отсюда следует, что для понимания происхождения Солнечной системы абсолютно необходимо тщательное изучение магнитной гидродинамики и физики плазмы.

При рассмотрении среды, из которой образовалась Солнечная система, удобнее использовать термин «плазма» вместо выражения «частично ионизованный газ». Это помогает семантически подчеркнуть необходимость учета магнитогидродинамических эффектов, а также привлечь особое внимание к неопределенности термически неравновесного состояния между зернами и газом. Этот термин указывает и на то обстоятельство, что много сведений об основных гетегонных процессах можно получить из исследований лабораторной плазмы и изучения магнитосферы. Эти важные источники данных не использовались в других исследованиях эволюции Солнечной системы.

В общем случае степень ионизации в гетегонной и космической плазме может изменяться в очень широких пределах в зависимости от того, какие характерные процессы учитываются. Эта величина важна вплоть до очень низких значений: например, в плазме солнечной фотосферы со степенью ионизации всего основная часть компонент, способных конденсироваться, все еще в значительной степени ионизована.

Таким образом, модель, которую мы пытаемся построить, является по существу моделью плазмы, создающей зерна с отмеченными выше динамическими и химическими свойствами. (В исходной плазме также могут присутствовать протозерна; см. разд. 5.3.)

Точнее говоря, в настоящей главе анализируются общие требования, предъявляемые к гетегонной модели образования зерен, в то время как в гл. 16 и 17 предлагается конкретная модель, полученная по существу из рассмотрения динамики и свойств космической плазмы. Эта модель применима к процессам межпланетной и транспланетной конденсации, рассмотренным в гл. 18 и 19.

По сравнению с частями описание в этой и последующих частях неизбежно имеет более гипотетический и умозрительный характер. Это обусловлено двумя причинами:

1) рассмотрение проводится ретроспективно;

2) физика плазмы, лежащая в основе любого серьезного исследования космических процессов, а значит, и процесса образования зерен, представляет собой значительно более сложную и менее разработанную область, чем небесная механика, послужившая основой для частей

В таком случае нам необходимо выяснить, как надо действовать, чтобы, насколько возможно, уменьшить гипотетический характер наших рассуждений. Для этого прежде всего требуется установить, что действительно известно в физике космической плазмы и к чему сводятся основные допущения (разд. 15.2 и 15.3).