силикатов и металлического железа путем аккреций (аккумуляции) планетезималий, в разной степени растерявших летучие вещества при относительно низких температурах.
Наиболее признанной в настоящее время является концепция О.Ю.Шмидта, согласно которой планетная система образовалась из огромного уплощенного газопылевого про-топланетного облака, некогда окружавшего Солнце (вопрос о происхождении самого облака не рассматривался). Земля и родственные ей планеты от Меркурия до Марса аккумулировались из твердых тел и частиц, а при аккумуляции гигантов, по крайней мере, Юпитера и Сатурна, содержащих в основном водород, участвовал наряду и твердыми телами также и газ.
Вайцзекер в 1943 г. выдвинул физическую теорию турбулентностей, согласно которой планеты возникли из сильно сплюснутой газовой туманности, вращающейся вокруг Солнца.
В.Г.Фесенков в 1943-1960 гг. обратил внимание на важную роль в формировании первичных вихрей-планет конвекционных токов вещества и протопланет-ной туманности.
Английский физик Ф. Хойл в 1944 г. предложил гипотезу о формировании планет из горячего звездного газа, а в 1960 г. он же предложил гипотезу о формировании планет из холодного межзвездного вещества. Он же известен в космогонии как автор идеи о возможности переноса момента количества движения от Солнца к планетам электромагнитным путем.
Американский астроном Дж.П.Койпер предположил, что Солнце образовалось в очень плотном облаке и что при этом осталась туманность в форме диска радиусом в несколько десятков астрономических единиц, которая вращалась вокруг Солнца и из которой в дальнейшем сформировались планеты.
Английский астрофизик У.Мак-Кри рассмотрел процессы гравитационной конденсации околозвездной туманности размером до двух световых лет и проанализировал ее возможную эволюцию при неоднородной плотности. Эту идею он использовал для объяснения происхождения Солнечной системы.
Таким образом, и современных гипотез о происхождении Солнечной системы более чем достаточно.
В настоящее время установлено, что Солнечная система - система небесных тел состоит из Солнца, центрального тела солнечной системы, 9 планет, обращающихся вокруг него, пояса астероидов, или малых планет (числом около 40.000), 33 спутников планет, обращающихся вокруг планет, комет, метеорных тел, космической пыли, магнитных и электрических полей, исходящих из Солнца и планет, и потоков элементарных заряженных и электрически нейтральных частиц.
8.2. Некоторые положения небесной механики
Небесная механика - раздел астрономии, изучающий движения тел Солнечной системы в гравитационном поле. Важным разделом небесной механики является астродинамика, исследующая движения искусственных небесных тел.
Термин «небесная механика» впервые введен П.Лапласом в 1798 г. Задачи небесной механики делятся на четыре большие группы:
1. Разработка общих вопросов движения небесных тел в гравитационном поле;
2. Построение математических теорий движения конкретных небесных тел как естественных, так и искусственных (планет, их спутников, комет, космических зондов);
3. Сравнение теоретических исследований с астрономическими наблюдениями и определение таким путем фундаментальных астрономических постоянных (элементов орбит, масс планет, параметров Земли и т.п.);
4. Составление астрономических эфемерид (астрономических ежегодников), которые концентрируют в себе результаты теоретических исследований в области небесной механики, астрометрии, звездной астрономии, геодезии и др.
Задачи небесной механики достаточно сложны, поэтому для частных случаев вводятся допустимые упрощения. Но по мере возрастания требований к точности задача усложняется.
Так, в первом приближении, движение планеты или кометы можно рассматривать как происходящее в поле тяготения одного только Солнца. Теория движения спутников уже требует учета поля тяготения не только своей планеты, но и Солнца, т.к. его масса существенно больше любой планеты. На движение близких к планете спутников оказывает дополнительно влияние форма планеты.
На логике развития небесной механики целесообразно остановиться подробнее.
На протяжении многих веков были получены качественные данные о положении звезд и планет, и только положения отдельных их них фиксировались количественно.
Затем, уже в XVI в., были получены количественные данные для ограниченного числа планет (Т.Браге). На основании изучения практически невозмущенного движения этих планет были получены законы их движения (законы Кеплера). Поиски общей причины привели к открытию общей причины для этих законов (Закон всемирного тяготения Ньютона). На основании этого общего закона появилась возможность изучения видимых движений почти всех планет и предсказания их положений на небосводе как в прошлом, так и в будущем с высокой точностью.
Дальнейшее распространение полученных закономерностей стало приводить к парадоксам, что означало необходимость дальнейшего уточнения законов. Это лучше было делать путем выявления физических причин, лежащих в основе явления тяготения. Однако этого шага сделано не было, а вместо этого были предприняты различные попытки подогнать математическое описание закона под вновь обнаруженные факты, в основном путем внесения представлений об искривлениях пространства.
