Powstanie Układu Słonecznego
Z Wikipedii
 |
Trwa tłumaczenie tego artykułu. Zapraszamy do współpracy. |
 |
Ten artykuł wymaga uzupełnienia źródeł podanych informacji. Aby uczynić go weryfikowalnym, należy podać przypisy do materiałów opublikowanych w wiarygodnych źródłach. |
Obecne poglądy na powstanie Układu Słonecznego są wynikiem wieloletniego uzgadniania wyników astronomii i kosmologii, fizyki jądrowej i chemii, a w ostatnich latach również symulacji komputerowych. Pomimo zasadniczych trudności związanych z odtwarzaniem wydarzeń datowanych na mniej więcej 4,6 miliarda lat temu, istnieje dziś wśród naukowców zgoda na zasadnicze elementy tego procesu; ze względu jednak na charakter zagadnienia, znaczna część naszych poglądów na formowanie się układów planetarnych to wciąż tylko zestaw zazębiających się hipotez.
Spis treści |
[edytuj] Kontekst galaktyczny
Gwiazdy rodzą się w galaktykach posiadających wystarczającą ilość gazu galaktycznego. W galaktykach spiralnych, takich jak nasza Droga Mleczna, regionami gwiazdotwórczymi są przede wszystkim ramiona spiralne; najprawdopodobniej więc nasz układ planetarny narodził się w jednym z takich spiralnych regionów o podwyższonej gęstości gazu.
Skład atomowy takiej mgławicy to przede wszystkim wodór i hel oraz niewielka, ale istotna domieszka pierwiastków cięższych, pochodzących z wybuchów gwiazd supernowych. Eksplozje takie, oprócz wzbogacania gazu galaktycznego w pierwiastki, spełniają być może również role „mechanizmów spustowych” dla procesów gwiazdotwórczych: przypuszcza się, że powstająca w ich trakcie fala uderzeniowa może stać się powodem wytrącenia chmury gazu z równowagi i rozpoczęcia procesu zapadania się grawitacyjnego.
Jako że gwiazdy rodzą się w grupach (por. obszary H II), wraz ze Słońcem i otaczającym go układem planetarnym narodziły się najprawdopodobniej inne gwiazdy. Istnieją modele powstania Układu Słonecznego, w których w pierwszym okresie jego istnienia Słońce miało gwiazdowego towarzysza, było więc składnikiem układu podwójnego; nie ma jednak danych obserwacyjnych potwierdzających ten punkt widzenia.
[edytuj] Dysk protoplanetarny
Proces formowania się gwiazdy z zapadającej chmury gazu jest opisany w innym artykule. W tym samym czasie następuje jednak również formowanie się wokół powstającej gwiazdy dysku gazu i pyłu, zwanego dyskiem protoplanetarnym. Te dwa procesy są ze sobą ściśle sprzężone.
Pierwotna mgławica protoplanetarna ma w modelach teoretycznych kształt kuli o średnicy 7000-20000 jednostek astronomicznych (1 j.a. jest równa odległości Ziemi od Słońca, czyli ok. 150 mln kilometrów), w rzeczywistości zaś cechuje ją kształt nieregularny. Rozmiary mgławicy stopniowo maleją, gdy zapada się ona pod własnym ciężarem. Proces zapadania się grawitacyjnego polega na stopniowym gromadzeniu się masy gazu wokół regionu centralnego o podwyższonej gęstości.
Istnieją różne hipotezy tłumaczące fakt uformowania się dysku z obiektu pierwotnie sferycznego. Najprawdopodobniej wiele czynników miało wkład w ten proces:
- początkowe nieregularności mgławicy wskazujące „wyróżnioną płaszczyznę” zapadania,
- przekazywanie momentu pędu przez zbliżające się do środka masy cząsteczki gazu,
- obecność pola magnetycznego rodzącego się Słońca lub nieregularność w intensywności wiatru słonecznego,
- wzrastająca siła odśrodkowa układu.
Warto dodać, że formowanie się kształtu dyskowego jest częste w procesach kosmicznych: następuje to m.in. w przypadku dysków akrecyjnych wokół masywnych gwiazd, satelitów wokół planet czy wreszcie w innych zaobserwowanych układach planetarnych. Można więc przypuszczać, że nie musiał nastąpić żaden szczególny splot okoliczności, by mgławica protoplanetarna wyewoluowała w dysk.
Większość (ponad 99%) masy dysku zgromadzona została w Słońcu; reszta rozłożona została w relatywnie cienkim dysku obracającym się wokół gwiazdy. Jednym z problemów związanych z modelowaniem ewolucji układów planetarnych jest mechanizm przekazywania momentu pędu. Materia zbliżająca się do środka masy powinna zyskiwać na momencie pędu ze względu na zasadę zachowania momentu pędu (z tego samego powodu, dla którego łyżwiarz kręci się szybciej, gdy przyciąga ręce do ciała), tymczasem ponad 90% momentu pędu współczesnego Układu Słonecznego należy do planet. Krótko mówiąc, Słońce kręci się zbyt wolno – musiał więc istnieć jakiś mechanizm umożliwiający przeniesienie momentu pędu z kurczącej się protogwiazdy na peryferie dysku protoplanetarnego. W niektórych pierwszych modelach powoływano się na przejście w pobliżu Słońca innej gwiazdy, której oddziaływanie grawitacyjne spowodowałoby wyrwanie potężnego włókna gazu, redukując także rotację gwiazdy; jest to jednak dość arbitralne założenie. Współcześnie zwykle tłumaczy się niski moment pędu Słońca hamującym działaniem ziaren skalnych, które zostały później odparowane i wywiane w kierunku dysku planetarnego; wciąż jednak jest to temat licznych kontrowersji naukowych.
[edytuj] Powstanie planet
[edytuj] Aspekt chemiczny
Kurcząca się mgławica wyzwala znaczne ilości energii grawitacyjnej, która zgodnie z prawem zachowania energii musi zostać zużytkowana. Znaczna jej część przyczynia się do rozgrzania dysku protoplanetarnego. W samym środku zapadającej się chmury (stanowiącej centrum Słońca) panują temperatury rzędu 13 milionów stopni, na peryferiach układu panuje natomiast kosmiczny mróz; dla przykładu na powierzchni Neptuna temperatura wynosi 50° K, czyli –223° C. Taki gradient termiczny stanowi jeden z głównych mechanizmów różnicowania się składu chemicznego protoplanetarnego dysku.
Różne pierwiastki i związki chemiczne różnią się punktem kondensacji, czyli temperaturą, w której przechodzą w stan stały. Różnice te mają odzwierciedlenie w składzie chemicznym poszczególnych planet: planety znajdujące się bliżej Słońca składają się ze związków, które skondensowały w wyższych temperaturach (krzemiany, tlenki metali), zaś dalekie planety lodowe (Uran, Neptun) powstały tam, gdzie mógł zestalić się metan, amoniak i in. Zjawisko to nosi nazwę frakcjonowania i jest obecnie uważane za jeden z podstawowych czynników wpływający na rozmiar i skład kolejnych planet.
[edytuj] Aspekt strukturalny
W ogólności procesy prowadzące do wyłonienia się wielkich planet z chmury gazowo-pyłowej określa się mianem procesów akrecji. Procesy te napędzane są przez dwie fundamentalne siły fizyczne: elektromagnetyzm i grawitację.
Zakłada się, że w początkowym okresie istnienia dysku protoplanetarnego był on mniej więcej równomiernie wypełniony mieszaniną pierwiastków i związków chemicznych, w niewielkim jeszcze stopniu zróżnicowaną poprzez frakcjonowanie. W tego typu jednorodnej „zupie” siły grawitacji nie odgrywały pierwszorzędnej roli: był więc to okres dominacji elektromagnetyzmu. W praktyce oznacza to, że cząstki skondensowanej materii przyciągały się wzajemnie ze względu na siły elektrostatyczne, oddziaływania międzycząsteczkowe itp. raczej niż ze względu na swoją masę. Stopniowo narastanie masy poszczególnych bryłek zwiększało prawdopodobieństwo zderzeń, w czasie których mogło dojść do zlepiania się materiału skalnego w coraz większe planetezymale, czyli „małe planetki” lub „proto-planetki”.
W miarę wzrostu planetezymali zaczęło stawać się istotne ich pole grawitacyjne – nadszedł więc okres dominacji grawitacji. Większe planetki przyciągały materię silniej niż inne, gromadziły więc coraz więcej masy, oczyszczając w rezultacie swoje otoczenie orbitalne. Zachodzące przy tym prawdopodobnie formowanie się satelitów stanowiło więc w pewnym sensie echo wcześniejszych wydarzeń, w czasie których powstał sam dysk protoplanetarny.
Pierwsze parędziesiąt milionów lat formowania się planet stanowiło niezwykle dramatyczny okres charakteryzujący się ciągłymi zderzeniami, rozbijaniem protoplanet na kawałki i ponownym ich zlepianiem, czemu towarzyszyło wydzielanie się znacznych ilości ciepła. Przykładem na tego typu incydent jest hipotetyczne zderzenie Ziemi z jej orbitalnym towarzyszem, które miało przyczynić się do powstania Księżyca. W miarę jak ilość okruchów skalnych malała, coraz rzadsze stawały się agresywne zderzenia i masa Układu Słonecznego mogła zostać rozdzielona pomiędzy osiem wielkich obiektów kulistych: planet oraz niezliczone ilości obiektów mniejszych.
[edytuj] Dalsze przemiany
Przypuszcza się, że w początkowym okresie życia Słońca, cechowało się ono znaczną intensywnością wiatru słonecznego; gwiazdy tego typu określa się jako gwiazdy typu T Tauri. Jednym ze skutków było wywianie poza obręb układu planetarnego resztek gazu oraz najlżejszego pyłu, które pozostały po procesach akrecji. Po ustaniu tego „odkurzania” przestrzeń międzyplanetarna została znacznie rozrzedzona.
Ustalanie się parametrów orbitalnych planet i mniejszych ciał Układu Słonecznego było najprawdopodobniej niezwykle złożonym procesem, w którym poszczególne masy planetarne oddziaływały na swoje otoczenie za pośrednictwem rezonansu orbitalnego, by „uzgadniać” swoje położenie. Dzięki silnym więziom łączącym poszczególne planety ich ewolucja orbitalna jest raczej jednym procesem, którego nie da się rozpatrywać w odniesieniu do każdej planety z osobna. Analiza czasowej ewolucji orbit planetarnych przeprowadzana w ostatnim czasie z użyciem numerycznych modeli komputerowych pozwoliła na śledzenie tych współzależności. Owocem tych badań jest koncepcja migracji planet (ang. planetary migration). Wielu naukowców uważa obecnie, że znany nam dziś stosunek orbit planet nie został ustalony raz na zawsze w pierwszych chwilach formowania się Układu Słonecznego, a jest raczej tylko jednym z etapów w wielofazowej ewolucji. Wśród najczęściej podawanych hipotez wymienia się zamienienie się miejscami Urana i Neptuna, potwierdzane również analizą ich składu chemicznego: jest możliwe, że Uran powstał pierwotnie dalej od Słońca niż Neptun, a dopiero po jakimś czasie orbity tych planet okazały się być niestałe, co zaowocowało destabilizacją i zamianą miejsc. Przy pomocy współzależności grawitacyjnych planet tłumaczy się także zmienne nachylenie ich orbit oraz osi obrotu do płaszczyzny ekliptyki.
Warto wspomnieć również o innej konsekwencji oddziaływań grawitacyjnych planet – mianowicie o niepowstaniu planety między Marsem a Jowiszem w rejonie orbitalnym zajętym obecnie przez pas asteroid. Powszechnie tłumaczy się ten fakt oddziaływaniem grawitacyjnym Jowisza, „rozbijającym” za pośrednictwem rezonansu orbitalnego wszelkie większe skupiska skalne mogące stać się zarodkiem dla formowania się planety.
