Книга -

Такое же распределение характерно и для Солнечной системы, в которой содержание тяжелых элементов (О, Si, Mg, Fe, Ca, Al) во флюидных планетах группы Юпитера и в кометах варьирует по различным оценкам в пределах 0,0ΙΟ,2, что несравнимо больше солнечного содержания (0,003). По-видимому, при вращении газово-нылевого материнского диска более ,плотные каменные частицы, представляющие в Нем первичный конденсат тяжелых элементов, отгонялись· к периферийной области, в которой формировались планеты, а ледяные и газовые компоненты больше сосредоточивались в центральной части, в которой концентрировалась звездная (солнечная) масса. Во всяком случае массивные быстро вращающиеся звезды классов О, В, А, не окружающиеся планетами, богаче -тяжелыми элементами по сравнению с небольшими медленно вращающимися газовыми звездами-субкарликами классов G, К, М. По-видимому, «планетопроизводящие» звездные системы первично обладали очень большим запасом кинетической энергии, благодаря чему они в значительной мере теряли вещество, отрывающееся от них . в виде комет на начальных стадиях развития. При этом терялось значительное количество тяжелых элементов, содержание которых в кометном веществе относительно высоко (0,2). Все это определяет небольшие массы и газовый состав медленно вращающихся звезд, относящихся большей частью к красным и желтым карликам (II на рис. 13), к которым принадлежало, по-видимому, и Солнце до выхода его в краевую часть главной последовательности.

Протопланетные массы уплотняющегося вещества выделялись в газово-лылевом диске на ранней стадии его развития в среде достаточно плотной, чтобы придать им осевое вращение и передать высокий момент количества движения, стабилизирующий их на орбитах.