ми багатьох частинок? Які параметри потрібно використовувати для опису таких систем? До подібних питань звертається статистична механіка, і багато її уявлення знайшли відображення в цій главі. Проте єдине, що потрібно для роботи над цією главою, це вміння чисельно розв'язувати рівняння Ньютона, ніж ми вже займалися, і деяке знайомство з кінетичної теорією.
1. Загальна постановка задачі
Процеси утворення протопланетних дисків і відповідних їм планетних систем істотно залежать від процесів еволюції космічної системи, в якій розглядаються ці явища. Це відноситься і до утворення планетних тіл в Сонячній системі. Наприклад, відомо, що в міжзоряних хмарах не утворюються ізольовані планетні тіла, більше того, в них не спостерігається зростання часток пилу більше 10 -5 -10 -4 см [1]. Передбачається, що в хмарах міжзоряного простору існують процеси, що перешкоджають росту пилових частинок. В одній з гіпотез таким процесом, який В«стабілізуєВ» розмір часток, є зіткнення хмар в міжзоряному просторі [1].
Таким чином, освіта протопланетного диска Сонця не можна розглядати поза залежності від процесів утворення Сонця як зірки, тобто від моделі утворення Сонячної системи.
1.1 Модель утворення Сонячної системи
У загальних рисах модель утворення Сонячної системи була прийнята в наступному вигляді.
. Сонце і його протопланетний диск утворилися шляхом єдиного процесу гравітаційного стиснення обертається протосонячній газопилової туманності (аналогічно, як це було передбачене Лапласом) [2], стор 18; [3], стр. 99. p align="justify">. Формування Сонця як зірки відбулося за проміжок часу, рівний приблизно 0,1? 10 6 років [3], стр. 101. Сонце за цей період акумулювало близько 90% своєї маси. В цей же час (одночасно з формуванням Сонця) відбувалося утворення протопланетного диска Сонця. На цій стадії Сонце оточене непрозорою аккреционной оболонкою, яка поглинає інтенсивне випромінювання молодого Сонця і перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні.
. Дані останніх років показують, що колапс міжзоряного газопилової туманності протікав таким чином, що, принаймні, частина цієї туманності не була повністю випаруватися і гомогенізувати [4], стр. 26. На наступних етапах температура протопланетного диска Сонця падала і відбувалася конденсація спочатку високотемпературного газу в тій частині, де раніше протікали процеси випаровування. p align="justify">. Друга стадія формування Сонячної системи відповідає стадії Т Тельця до виходу Сонця на головну послідовність [3], стр. 100;
[5, 6], [2]. До початку другої стадії навколо Сонця м...
