Güneş sistemi bir toz ve gaz bulutundan nasıl evrildi? Neler yaşadı?
Güneş sistemi, bazı ilkel yıldızlararası bulutların büzülmesiyle oluşur.Bu, şu anda sahip olduğumuz nispeten yeterli veriden türetilen bir teoridir. Bu teoriye göre, büzülen gaz, daha yoğun gaz tozu etrafında dönen düz bir dönen disk oluşturana kadar, büzülen gaz dönüşünü tamamladığında, ince dönüşü artacaktır. Merkezdeki gaz tozu, başlangıçta çökmüş bulutların çoğunu içeren bir protostar (ilkel durumda bir yıldız, burada ilkel güneşi ifade eder) oluşturmak için daha da sıkıştırılır.
Bu süreç "başlangıçtan" "bitişe" kadar on milyon yıl sürer. Gökbilimciler genç yıldızları çevreleyen protoplanet diskleri gözlemlediler, bu yüzden bu tek noktalı teori doğru görünüyor. Hubble Teleskobu, Orion Bulutsusu'ndaki yıldızların yörüngesinde dönen birçok benzer proto-gezegensel disk aldı ve bu fotoğraflar web sitesinde görülebilir.
HL Taurus sistemindeki gezegenler oluştuğunda gezegenlerin gaz ve toz halkalarını süpürüp boşluklar bıraktığını (en azından dolaylı olarak) görebiliriz. Yıldızlararası bulutların özelliklerinden biri, güneş sistemimizin bilinen özellikleriyle doğrudan ilişkili olan toz ve küldür. Gökbilimciler bunları 1960'lardan beri yoğun bulutlarda tespit ettiler. Karbonlu kondritler üzerinde yapılan dikkatli çalışmalardan, onların erken "güneş bulutsusu" materyalinin bir parçası olduklarını biliyoruz. Toz ve gazdan oluşan güneş bulutsusu, merkezinde güneş oluşurken gelişmeye devam ediyor.
Bu gaz tozlarının oluşturduğu dönen gezegensel diskte karşılıklı sürtünme vardır.Bu sürtünmeler, yaklaşık 100 milyon mil aralığındaki sıcaklığı 1000K'nın üzerine çıkararak, gaz tozunun buz oluşturmak yerine kimyasal reaksiyonlarla silikatlar oluşturmasına neden olur. Bu sıcaklıkta, yıldızlararası bulutların bilinen bileşenleri, metan ve su, yörüngenin çevresinde, proto-gezegensel diskin merkezinden daha uzakta ve daha soğuk olmadıkça, böyle bir kimyasal reaksiyona girmeyecektir.
Ön gezegensel diskten sıcaklık düşüşü nedeniyle, her biri kendi bileşik bolluk oranına sahip çeşitli spesifik kimyasal bölgeler oluşturulmuştur. Güneş bulutsusunun iç kısmı silikat, demir ve nikel bileşikleri bakımından zengindir ve daha düşük dış sıcaklıklara sahip yerler çeşitli buzlar açısından zengindir. Bu özellik, iç gezegenlerin (esas olarak silisik asitten oluşur) ve dış gezegen uydularının (çoğunlukla buz ve daha fazla sudan oluşan) bileşiminde hala mevcuttur. Toz parçacıklarının sıcaklığı ortam sıcaklığıyla tutarlı hale geldiğinde, bir sonraki aşama başlar.
Bir sonraki aşama gezegenlerin oluşumunu içerir ve henüz doğrudan gözlemlenmemiştir, ancak yukarıda bahsedilen Toros HL sistemi bu sürece dahil olabilir. Benzer bir fiziksel model, yıldızlararası bulutlarda genellikle oldukça viskoz olan toz parçacıklarının, santimetreden kilometreye kadar değişen çaplarda gök cisimleri oluşturmak için biriktiğini ve daha sonra proto-gezegensel diskin içine girdiğini gösterir.
İşlem genellikle bu noktada durur ancak uygun akışkan ve gaz dinamik şartlar varsa işlem devam edecektir. Örneğin, sallanırken, bazı küçük gök cisimleri çarpışacak ve bölünecek, böylece daha büyük bir kombinasyon oluşmayacaktır. Öngezegensel diskteki yerçekiminin kararlılığının daha büyük gök cisimlerinin oluşumunu hızlandırabileceğine inanıyoruz. Örneğin, minyatür bir sarmal galakside, dönen ilk gezegen diski kararsızdır ve iç kısmında iki veya daha fazla girdap oluşturmak kolaydır.
Bu aşamada güneşin açısal momentumunun büyük bir kısmı yörüngeye aktarılır. Güneş, mevcut güneş sisteminin kütlesinin% 99'unu içerir, ancak açısal momentumu yalnızca% 2'dir. Güneşi "kırmanın" en bilinen yolu, birçok yeni doğan yıldızda tespit edilen manyetik alanı kullanmaktır, bu nedenle güneş gibi yıldızlar için (10-20 milyon yıldan küçük) güçlü manyetik alanların var olduğunu biliyoruz. Tipik bir yıldızlararası göktaşındaki toz parçacıklarının boyutu mikron cinsinden ölçülür.
Sadece gaz ve toz daha büyük bir gök cismi oluşturmak için toplanmaya devam ettiğinde gezegenler oluşabilir. Göktaşı örneklerinden, toz parçacıklarının yüksek viskozitesine bağlı olan bu uzun ve karmaşık süreci kabaca anlayabiliriz. Bazı toz parçacıkları, gezegensel diskte dönerken birbirleriyle çarpışır.Çeşitli modellere ve tahminlere göre, çapları sadece birkaç bin yıl içinde birkaç santimetreye çıkacaktır! Göktaşları üzerinde yapılan çalışmalarda, bu toz parçacıklarının değişen soğuk ve sıcak ortamın sert ortamında toplandığını ve ayrıca patlamayla enerji açığa çıktığını da bulduk.Bu işlemler yüzeylerinin viskozitesini arttırıyor (bir kısmı eriyor, bir kısmı eriyor). Donmuştu).
Ön gezegensel diskin bulunduğu alan kendi manyetik alanına sahip olduğundan, bu toz parçacıklarının "atmosfer" dışında çökelmesine ve yavaşça yörünge düzleminin ortasına çökerek gezegenlerin oluştuğu alanı daraltmasına neden olur. Ekliptiğin.
Sadece birkaç santimetre çapındaki bu toz parçacığının nasıl bir araya geldiğini ve binlerce metre çapında asteroitlere dönüştüğünü tam olarak bilmiyoruz.Doğrudan çarpışmalar, daha büyük gök cisimlerinin oluşumunun en doğrudan nedeni olabilir. Güneş sistemi etrafındaki düzinelerce gök cisiminden, büyük gök cisimlerinin gerçekten çok sayıda var olduğu sonucuna varabiliriz. Yerçekimi bu süreci büyütebilir. Böylesine dar, kendi kendine yerçekimi olan bir ilk gezegensel disk çok dengesizdir Hesaplamalar, bu gök cisimlerinin daha küçük, düzensiz gök cisimlerine ayrılabileceğini göstermektedir.
Bu gök cisimlerinin çapının birkaç yüz metreden birkaç kilometreye kadar değiştiği tahmin edilmektedir ki bu, asteroit kuşağındaki çoğu asteroidin boyutuna benzerdir.Orijinal güneş bulutsusunda bu tür kaç gök cismi olduğunu hayal etmek zor. Bu gök cisimlerinin şiddetli patlamalar yaşadığını, iç gezegenlerin, ayların yüzeylerini ve hatta asteroidin kendisini gözlemleyerek kanıtlayabiliriz. Güneş bulutsusundaki toz, güneş kütlesinin yüzde birkaçını oluşturduğundan, bulutsudaki gök cisimlerinin yoğunluğu çok yüksektir.Bu santimetre büyüklüğündeki bu toplar oluştuktan sonra, dışarı atılamazlar.
Bulutsudaki gaza gelince, bu başka bir mesele. Bildiğimiz kadarıyla güneşe benzeyen gezegen çekirdekleri yandığında Toroslar gibi aşamalardan geçer. Güneş bu aşamadayken, güneş bulutsusundaki tüm gazı temizleyen devasa bir güneş rüzgarı salacaktır.Bu aşama, güneş bulutsusu ve proto-güneşin oluşumundan yaklaşık 20 milyon yıl sonra sona ermektedir.
Bu küçük gök cisimleri birbirleriyle çarpıştıktan sonra kaynaştılar ve tahminlere göre, dünya büyüklüğünde bir gök cismi oluşturmak 10 milyon yıldan daha az sürüyor. Başlangıçta bu asteroitler, iki topun çarpışması gibi birbirleriyle çarpışarak hacimlerini artırdılar. Ancak bu gök cisimlerinin çapı birkaç bin metreden fazla büyüdükçe, kendi manyetik alanları çevreleyen maddeyi ve tozu belirli bir alana çekmeye başlar, böylece asteroid yörüngesine sıkışmış daha fazla maddeyi kaldırabilir. Güneş bulutsusunun evrimi ile, birikme sürecinin sonunda gitgide daha büyük gök cisimleri oluşmuştur.
Orijinal gök cisimlerinin boyutu yalnızca bir kilometre olmasına rağmen, gezegenler oluşmak üzereyken, yalnızca birkaç yüz veya birkaç bin kilometre çapındaki gök cisimleri birbirleriyle çarpışacaktı. Bunlardan biri dünyaya çarptı ve çarpışmadan sonra enkaz ayı oluşturdu; diğeri Venüs'e çarparak dönme eksenini değiştirdi; diğeri Merkür'e çarparak dış kabuğunun bir kısmını kaybetmesine neden oldu. Kendi uydu sistemini oluşturmadan önce, Uranüs bir asteroit tarafından vuruldu ve dönme eksenini değiştirdi.
İç gezegenlerin oluşumu oldukça yavaştır, ancak "gaz halindeki dev gezegenlerin" oluşumu tamamen farklı bir süreçtir. Bir gezegenin kütlesi dünyanın kütlesinin 10 ila 20 katına ulaştığında, kendi kütleçekim alanı daha güçlü hale gelecektir. Güneş sisteminin daha soğuk dış ortamındaki yavaş akan gaz bile gezegen tarafından yakalanabilir ve sonra , Bu gezegenin hacmi patlayıcı bir hızla artacak. Bu sürecin detayları hala tartışmalı olsa da, on milyonlarca yıl içinde Jüpiter büyüklüğünde bir nesne yaratmak gerçekten de zordur. Diğer yıldızların çevresinde bulunan Jüpiter büyüklüğündeki yıldızlardan, bu gök cisimlerinin oluşum süreci boyunca yerinde kalmayacağını, güneş bulutsusunun içine doğru sürüklenebileceğini biliyoruz.
Örneğin, Jüpiter Satürn'ün yörüngesinde oluşmuş ve daha sonra protoplanet diskin viskozitesi ve yerçekimi nedeniyle içe doğru sürüklenmiş olabilir. Bazı gezegensel disklerde, bu devasa gök cisimleri, yıldızlar tarafından yutulana kadar içe doğru sürüklenecekler! İçeriye doğru hareket ettiklerinde, orijinal Dünya da dahil olmak üzere, bazı gezegenleri oluşum sürecinde bile dışarı atabilirler.
Ön-gezegensel diskin iç sıcaklığı 1000K'yı aştığı ve dış sıcaklığı sadece 20K olduğu için, bu gezegenlerin bileşimi ve atmosferi gezegen diskindeki konumlarına bağlıdır. İç güneş sisteminde, silikatlar, demir ve nikel yönünden zengin bileşiklerle elde edilen termodinamik denge. Dış güneş sisteminde metan, amonyak ve buz çok zengindir. Bu nedenle, iç gezegenler ve asteroit kuşağındaki gök cisimlerinin ana bileşenleri kaya, dış gezegenlerin uyduları ise büyük buz toplarıdır. Bu "kimyasal denge" modeli çok güçlüdür ve yalnızca kütlelerini ve yıldızlarından uzaklıklarını bilen diğer gezegenleri tahmin etmek için kullanılabilir.
Boğa gezegen diskindeki serbest gazı temizledikten ve iç gezegenin orijinal atmosferini yok ettikten sonra, yeni atmosfer gezegenin içinden serbest bırakıldı ve gezegenin yüzeyinde sonraki kimyasal reaksiyonların temelini attı. Bu gezegenlerle çarpışan kuyrukluyıldızlar bile büyük miktarda konsantre madde ve suya sahiptir, ancak gezegenlerin içeriden salıverdiği kadar değil.
Önümüzdeki 1 milyar yılda, bu gezegenler güneş sisteminden çıkana kadar büyük gezegenlerden etki almaya devam edecek. Şu anda, güneş sisteminde hala bazı eski gök cisimleri var ve bu potansiyel tehditlere karşı her zaman tetikte olmalıyız.
