Кратко — сначала данные, потом модель и как она объясняет хронологию.
Ключевые изотопные ограничения
- О-изотопы: CAI — наиболее ${}^{16}\mathrm{O}$-обогащённые твердые образования; позднейшие хондрулы и материнские породы планет чаще менее ${}^{16}\mathrm{O}$-обогащены. Это выражается в различиях по ${\delta }^{17}O$ и ${\delta }^{18}O$ между классами метеоритов (т.е. систематическая эволюция композиции со временем/радиусом диска).
- короткоживущий радионуклид ${}^{26}\mathrm{Al}$: каноническое начальное отношение в CAI примерно ${}^{26}\mathrm{Al}/{}^{27}\mathrm{Al}\approx 5\times 10^{-5}$. Это даёт мощный источник внутреннего нагрева ранних тел. Период полураспада ${}^{26}\mathrm{Al}$: $t_{1/2}\approx 0.717\mathrm{Myr}$ (средняя жизнь $\tau =t_{1/2}/\ln 2$).
- хронология констрейнтов: CAI — «нулевая» точка времени (возраст около $\sim 4.567\mathrm{Ga}$); большинство хондрул образовались в интервале $\sim 0.1-3\mathrm{Myr}$ после CAI (есть редкие поздние до $\sim 4\mathrm{Myr}$). Планетезимальные дифференцировки, вызванные ${}^{26}\mathrm{Al}$, происходили если аккреция случилась в первые $\lesssim 1.5-2\mathrm{Myr}$; поздняя аккреция — недостаточно тепла для глобальной плавки.
Физические следствия (из этих данных)
- наличие канонического ${}^{26}\mathrm{Al}$ даёт «временной датчик»: ранние образцы получают сильное внутреннее плавление и дифференциацию; более поздние и/или внешние тела остаются примитивными.
- изменение кислородных изотопов требует источника тяжелых изотопов кислорода в водной/газовой фазе — наиболее плausible механизмы: фотодиссекция СО с самоэкранированием (CO self-shielding) в протоклауде или на верхних слоях диска, с последующей концентрацией 17,18O-обогащённой воды и её переноса в внутренний диск.
Предлагаемая модель эволюции протопланетного диска (с временными шкалами)
1) Предколлапс и ранняя инъекция ${}^{26}\mathrm{Al}$ - Перед/во время коллапса облака/ранней фазы диска поступление ${}^{26}\mathrm{Al}$ (ветры массивной звезды или близкое взрывное событие) даёт почти однородное начальное соотношение ${}^{26}\mathrm{Al}/{}^{27}\mathrm{Al}\approx 5\times 10^{-5}$ у материала, образующего CAI. Время: до/в момент формирования CAI ($t\approx 0$ по CAI-хронологии).
2) Формирование CAI в горячей внутренней части диска
- Внутренний диск (температуры достаточно высоки) формирует 16O-обогащённые конденсаты — CAI в течение $\lesssim 10^5-10^6\mathrm{yr}$.
3) CO self‑shielding и изменение O‑композиции
- На краях облака/верхних слоях диска фотодиссекция CO даёт 17,18O-обогащённую свободную O, которая быстро химически связывается в воду. Эта вода в виде льда/пара мигрирует (дрейфует) внутрь диска и при взаимодействии с твердым материалом переводит матрицу на более тяжёломолекулярные значения ${\delta }^{17,18}O$. Временной масштаб обмена/дрейфа: $\sim 10^5-10^6\mathrm{yr}$.
4) Формирование хондрул и планетезималей (стриминг, пеббл/гранульная аккреция)
- По мере накопления пыли и ледяных пебблов активируются концентрационные механизмы (напр., streaming instability) → образование планетезималей в разных радиусах. Если рост и аккреция происходят рано ( $t_{\mathrm{acc}}\lesssim 1.5-2\mathrm{Myr}$ ), ${}^{26}\mathrm{Al}$-распад обеспечивает расплавление/дифференциацию; если позже — тела остаются примитивными. Хондрулы формируются в среде, уже обогащённой тяжелыми O в результате внутридискового обмена; временной разброс хондрул $\sim 0.1-3\mathrm{Myr}$.
5) Аккреция планет земной группы и гигантских ядер
- Внутренний диск (высокая плотность твердых частиц) обеспечивает быстрое образование эмбрионов и их рост за $\sim 1-10\mathrm{Myr}$. Финальные стадии сборки тер. планет происходят через гигантские столкновения и продолжаются до $\sim 10^1-10^2\mathrm{Myr}$ (последние крупные аккрец. события).
- Для формирования ядер крупных планет требуется накопление массы достаточно быстро (ядро ~$\gtrsim 5-10M_{\oplus }$) в $\sim 1-10\mathrm{Myr}$ до исчезновения газа; поэтому гигантские планеты формируются в ранней фазе диска.
6) Внешняя часть диска — задержанная аккреция и сохранение примитивности
- Внешний диск имеет меньшую поверхностную плотность твердого материала и более длинные времена роста; пебблы и планетезимали там формируются медленнее ($\sim 10-100\mathrm{Myr}$); к тому же внутренний нагрев от ${}^{26}\mathrm{Al}$ уменьшен из‑за более поздней аккреции и/или частичной гетерогенности распределения — поэтому большое число ледяных тел сохраняет примитивные изотопные подписи.
Как модель объясняет наблюдаемую хронологию и изотопные различия
- 16O‑обогащённость CAI: раннее формирование в “голубом” (16O‑богатом) внутреннем резервуаре до массового притока 17,18O‑обогащённой воды.
- смещение к более тяжёлым O в хондрулах и планетах: внутренняя переработка и дрейф 17,18O‑обогащённой воды из внешних/верхних слоёв; обмен с твердыми фазами до/при формировании хондрул и планетезималей.
- дифференциация ранних планетезималей и материковых тел: обусловлена ранней аккрецией при каноническом ${}^{26}\mathrm{Al}/{}^{27}\mathrm{Al}$; поздние тела (и многие внешние объекты) не расплавлялись из‑за истощения ${}^{26}\mathrm{Al}$ и/или опоздания аккреции.
- временной разброс хондрул и поздних метеоритов соответствует постепенному изменению изотопных резервуаров и различным локальным временам концентрации пыли/пебблов.
Прогнозы и проверяемые следствия
- корреляция степени дифференциации/тепловой истории мет. тел с их образцовыми возрастами по ${}^{26}\mathrm{Al}$-хронометрии: ранние ($<2\mathrm{Myr}$) — дифференцированные; поздние — примитивные.
- пространственно‑временная связь между ${\delta }^{17,18}O$ и временем образования: более ранние материалы — более ${}^{16}\mathrm{O}$-обогащённые; постепенный переход к 17,18O‑обогащённым составам по мере прихода воды.
- если ${}^{26}\mathrm{Al}$ был гетерогенно распределён — ожидать места/классы метеоритов с пониженным началь. ${}^{26}\mathrm{Al}$ при том же возрасте CAI; если однороден — система возраст/тепло должна быть регулярной.
Короткий вывод
- Совместная интерпретация О‑изотопов (CO self‑shielding + дрейф воды) и канонического ${}^{26}\mathrm{Al}/{}^{27}\mathrm{Al}$ позволяет объяснить: раннее образование CAI в 16O‑обогащённом внутреннем резервуаре; последующую исотопную «смазку» внутреннего диска 17,18O‑обогащённой водой и формирование хондрул; раннюю аккрецию и дифференциацию внутренних тел за счёт быстрого распада ${}^{26}\mathrm{Al}$ и более позднюю, медленную аккрецию внешних ледяных тел, сохраняющих примитивные подписи.