Формирование Солнца и протопланетарного диска
Наблюдения, проводимые с помощью различных телескопов (например, космического телескопа Хаббла, массива больших миллиметров Атакамы, субмиллиметровой массива), показывают, что вокруг всех молодых звезд существуют пыльные, газообразные "протопланетарные" диски. Газовая фаза длится 1-10 миллионов лет, поэтому за это время должны были образоваться планеты Юпитера-массы. Именно в это время центральные звезды собрались, акцентируя внимание на материале окружающих дисков.
Скалистые планеты были собраны несколько позже в результате столкновений между оставшимися после столкновения планетарными животными и объектами размером с суб-марш.
Наша Солнечная система, вероятно, сформировалась таким образом. Все это начинается в плотных молекулярных облаках в космосе, где еще более плотные области, называемые "ядрами", имеют форму примерно в 0,3 световых года. Эти сердечники остывают и, в конце концов, разрушаются под действием собственной силы тяжести, образуя звезды. И поскольку они начались с ненулевого углового момента, система рушится на диск, из которого образующие звезды наращивают свой газ.
Возраст Солнечной системы можно определить как время, в которое первые твердые зерна образовались в туманном диске вокруг нашего протосуна.
Самый древний материал Солнечной системы находится в хондритных метеоритах, которые являются наиболее распространенным типом метеоритов на Земле. Эти метеориты скалистые и недифференцированные, т.е. их основные метеоритные тела (т.е. скалистые тела размером 100 км, известные как планетезимали) никогда не достигали достаточно высокой температуры для внутреннего расплавления. Большинство метеоритов, попадающих на поверхность Земли, являются лишь фрагментами планетарных животных, оставшимися от процесса образования планеты.
Формирование Земли
Самое раннее, что жизнь могла появиться вскоре после образования Земли. Поэтому мы можем сдвинуть внешнюю границу для появления жизни вовнутрь от 4.568 Га до возраста, когда Земля образовалась из планетарных обитателей в протопланетарном диске. Планетарная дифференциация является фундаментальной концепцией, когда речь заходит о датировании образования Земли. Внутренний состав Земли изменяется на разных глубинах в связи с тенденцией к затоплению жидкостей с более высокой плотностью под действием силы тяжести (и аналогично, тенденция к плаванию жидкостей с меньшей плотностью).
Во время планетарного накопления кинетическая энергия, осаждаемая ударами, и гравитационная энергия, выделяющаяся при оседании металлов в активной зоне, вызывают значительное плавление. Поэтому на состав слоев Земли влияет скорость охлаждения. Именно это делает изотопную датировку гафния-вольфрама полезным инструментом для оценки возрастного периода скалистых планет в нашей Солнечной системе.
Вольфрам является умеренным сидерофилом (т.е. склонен связываться с металлическим железом и опускаться в ядро), а гафний - литофилом (т.е. склонен связываться с кислородом, формируя соединения, не опускающиеся в ядро). Теперь, если планетарное разрастание и дифференциация прекратится до того, как все 182Hf планеты распадутся на 182W, в примитивной силикатной мантии появятся положительные значения 182W. Это означает, что можно оценить, как долго планета акклиматизировалась, плавилась и дифференцировала материалы, измеряя изобилие 182W в образцах примитивной мантии.
На основе сравнения моделей изотопных данных измерений вольфрама в метеоритах с данными измерений на объемной силикатной Земле (т.е. примитивной мантии), время для Земли для достижения 63% завершения составляет 11 ± 1 Мир, а для достижения 90% завершения составляет 24 Мир. Эти оценки приближают внешнюю границу появления жизни на Земле к 4,544 Га, но некоторые другие факторы смещают границу дальше.
Образование Луны
Предполагается, что Луна образовалась в результате гигантского столкновения планетарного эмбриона и Земли. Об этом свидетельствуют почти идентичные изотопные составы Луны и Земли, что позволяет предположить активное смешивание материалов между двумя телами. Компьютерное моделирование показывает, как это могло произойти.
Почти идентичные изотопные сигнатуры также указывают на то, что Луна была последним гигантским столкновением с Землей. Таким образом, образование Луны задает начальные условия для формирования ранней земной среды. Как и объемные силикатные образцы Земли, изотопные концентрации вольфрама измерялись для материала мантии Луны, собранного в рамках программы "Аполлон", и сравнивались с метеоритными значениями.
Модели, основанные на этих сравнениях, оценивают дату образования Луны в 62+90-10 мир после образования Солнечной системы. Другая линия данных астрофизического моделирования подтверждает результаты изотопного знакомства. Они использовали динамическое моделирование с участием многих мелких частиц, взаимодействующих под их собственной гравитацией, для оценки возраста образования Луны.
Проведя несколько симуляций, начиная с диска планетарных животных и эмбрионов, обнаружили четкую статистическую корреляцию между временем последнего столкновения с гигантом (т.е. столкновения эмбрионов) и последующей аккретной массой для планет типа Земли.
Затем они сравнили наилучшую оценку позднекретной массы Земли, выведенную на основе высокой концентрации сидерофильных элементов в мантии Земли (например, рений, осмий, иридий, рутений), с данными хондритных метеоритов для оценки времени последнего гигантского столкновения с Землей. Основываясь на этом анализе, оценивают время Лунообразующего удара 95 ± 32 Мира после образования Солнечной системы.
Не отдавая предпочтения трем изотопным анализам или динамическому моделированию в качестве методов оценки возраста образования Луны, мы можем сдвинуть внешнюю границу для появления жизни дальше внутрь до 4,416-4,52 Га.
