Гипотеза Койпера

Американский астроном, известный исследователь планет и новых звезд, спектроскопист Дж. П. Койпер является автором одной из наиболее разработанных в ряде отношений космогонических гипотез.

Его гипотезу (излагаемую здесь также по упоминавшейся книге О. Струве, с. 193—194) называют еще теорией приливной устойчивости. В 1951 г. он подробно изложил свою гипотезу с математической аргументацией.

Койпер предполагает, что Солнце образовалось в очень плотном межзвездном облаке и что при этом осталась туманность в форме диска радиусом в несколько десятков астрономических единиц, которая вращалась вокруг Солнца. Наклонение плоскостей планетных орбит показывает, что койперовская солнечная туманность должна была иметь значительную толщину в направлениях, перпендикулярных плоскости ее первоначальной симметрии. Последнюю можно уподобить так называемой «неизменяемой плоскости» Солнечной системы. Она представляет собой среднюю плоскость системы и может измениться только под действием внешних сил. Если наклонение любой планетной орбиты изменилось в результате возмущения, то наклонение другой или нескольких других орбит должно измениться в противоположном направлении.

За исключением Плутона, который, возможно, был спутником Нептуна, самая внутренняя планета, Меркурий, имеет самое большое наклонение орбиты по отношению к неизменяемой плоскости (которая не меняет своего положения при любых взаимодействиях планет внутри Солнечной системы), составляющее около 6°,5 при расстоянии 0,4 а. е. от Солнца. Наличие протопланета на такой орбите показывает, что толщина солнечной туманности должна была составлять там около 0,1 а. е. В более внешних частях, примерно на расстоянии Юпитера от Солнца, равном 5 а. е., орбитальное наклонение в 1° тоже примерно соответствует толщине 0,1 а. е.

Если предположить, что туманность имела форму цилиндра, то до расстояния 30 а. е. от Солнца она занимала объем, равный 10⁴² см³. Приняв, что масса первоначальной солнечной туманности включала в себя массу всех планет, которую они имеют в настоящее время, т. е. 2·10³⁰ г, получаем, что средняя плотность солнечной туманности должна была быть равна 2·10¹² г/см³. Даже с учетом возможных отклонений выбранных значений плотности туманности и ее радиуса трудно представить себе, каким образом плотность могла быть больше 10^-11 г/см³. Однако согласно приливной гипотезе, плотность должна была быть больше 4·10^-9 г/см³.

Койпер нашел, что отношение этих двух величин составляет по крайней мере 100, и отсюда он сделал заключение, что наблюдаемые в наше время планетные массы составляют только 1% массы первоначальной Солнечной системы или даже меньше. По крайней мере, 99% массы туманности должно было покинуть Солнечную систему. Это согласуется с тем фактом, что в планетах земной группы имеется поразительный недостаток водорода. Даже Юпитер и Сатурн, которые в основном состоят из водорода, должны были вобрать в себя только часть вещества, которое располагалось внутри их зон «влияния». Первоначальная масса туманности должна была составлять примерно 0,1 массы Солнца, или 2·10³² г.

Если бы вся эта масса была собрана в одном спутнике, Солнечная система была бы нормальной двойной звездой с отношением масс 1:10. Такое отношение встречается часто — примерно у 20% всех двойных звезд меньший компонент имеет массу, равную 1/10 (или меньше) массы главной звезды. По словам самого Койпера, «так как, грубо говоря, половина звезд является двойными системами, можно сказать, что около 10% звезд имеют спутников с массой, не превышающей 0,1 массы главной компоненты».

В современной космогонии, однако, основная идея Койпера о большой начальной массе планет считается весьма сомнительной.