Возраст Солнечной системы устанавливается в первую очередь методом радиометрического датирования. Основание этого подхода заключается в изучении изотопных соотношений радиоактивных элементов и их стабильных дочерних продуктов в метеоритах. Наиболее надежными «часами» считаются системы U–Pb, Rb–Sr, Sm–Nd, K–Ar и I–Xe.
U–Pb-система в минералах циркона демонстрирует высокую точность определения возраста, поскольку циркон устойчив к метаморфическим процессам и сохраняет исходное изотопное соотношение урана и свинца. В метеоритах хондритовой группы возраст, полученный по U–Pb, составляет примерно 4,567 ± 0,001 млрд лет.
Rb–Sr и Sm–Nd системы дополняют данные по возрасту, позволяя оценить время формирования планетезималей и дифференциацию протопланет. Особенность Sm–Nd системы заключается в малой подверженности миграции элементов, что делает её особенно полезной для изучения ранней истории Солнечной системы.
Метеориты представляют собой остатки первичной солнечной туманности и служат наиболее надежным источником информации о начале планетарной эволюции. Хондриты сохраняют структуру и состав первичного материала, что позволяет установить момент формирования твёрдого вещества в Солнечной системе.
Особое внимание уделяется Ca–Al–богатым включениям (CAI). Эти включения считаются самыми старыми твердыми телами, сформированными в Солнечной туманности. Радиометрическое датирование CAI по системе Pb–Pb показывает возраст около 4,567 млрд лет, что принимается за ориентировочный возраст всей Солнечной системы.
После формирования первичного материала происходила дифференциация планетезималей и протопланет. Радиометрические системы позволяют установить временные рамки этих процессов. Например, металлические метеориты, образовавшиеся в результате дифференциации железо-никелевых ядер, датируются возрастом 4,56–4,54 млрд лет, что свидетельствует о быстром выделении металлов и силикатов.
Процесс дифференциации указывают на высокие температуры и внутренние источники энергии, включая распад короткоживущих радиоактивных изотопов, таких как ^26Al и ^60Fe. Эти изотопы обеспечивали тепловую энергию, необходимую для плавления и разделения фаз на ранних планетезималях.
Ключевое значение имеют изотопы легких элементов (O, C, N) и тяжёлых элементов (Ti, Cr, Ni), которые позволяют восстановить исходный состав солнечной туманности и эволюцию планетарного материала.
Возраст Солнечной системы согласуется с моделями формирования звёздных систем. Современные наблюдения молодых протопланетных дисков показывают, что формирование твердых тел и аккреция протопланет происходит в течение первых 5–10 млн лет жизни звезды, что подтверждает радиохронологические оценки.
Таким образом, комбинация радиометрических методов, анализа метеоритов и астрофизических моделей позволяет реконструировать хронологию ранней Солнечной системы с высокой точностью, фиксируя её начало около 4,567 млрд лет назад.