Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Układ słoneczny  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Dane obserwacyjne
- Powstanie i ewolucja
- Merkury
- Wenus
- Ziemia i Księżyc
- Mars
- Jowisz
- Saturn
- Uran
- Neptun
- Pluton i planetoidy
- Komety
- Meteoroidy, meteory, meteoryty
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Powstanie i ewolucja
 
 [ 1 ]   [ 2 ]

...powiększenie  >>>
Dysk materii wokół młodej gwiazdy Pictoris (beta Malarza) ma promień około 900 j.a. Obserwujemy go z boku, wzdłuż jego płaszczyzny. Aby umożliwić wykonanie zdjęcia, światło gwiazdy zostało wyeliminowane za pomocą przesłony (centralny krążek). Fot. NASA.

Przyjmowaniu przez wirujący obłok gazowo-pyłowy kształtu dysku z centralnym Protosłońcem towarzyszyło skupianie się ziaren pyłu w płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu. Powodowało to coraz częstsze zderzenia między nimi, które prowadziły do zlepiania się poszczególnych drobin w większe bryłki o rozmiarach rzędu milimetrów. Ich skład chemiczny zależał od miejsca powstania. Najbliżej Protosłońca, gdzie panowała najwyższa temperatura, w pozbawionych substancji lotnych ziarnach dominowały trudno topliwe metale i krzemiany. Dalej, w obszarach o niższej temperaturze, ziarna mogły się już pokryć warstwą lodów wody i dwutlenku węgla, a jeszcze dalej - również metanu i amoniaku, a więc związków wodoru, tlenu, węgla i azotu. Te wszystkie grudki materii - rozmieszczone w cienkiej, płaskiej warstwie, pokrywającej się z główną płaszczyzną dysku, i stanowiące niespełna 5% masy całej mgławicy - były jakby zanurzone w gazie złożonym przede wszystkim z wodoru oraz, w znacznie mniejszych ilościach, z helu, a także cięższych pierwiastków. Siły wzajemnego przyciągania grawitacyjnego między poszczególnymi grudkami prowadziły do tworzenia się kolejnych zagęszczeń, które zapoczątkowywały dalszy wzrost coraz to większych brył. Powstanie obiektu o kilometrowej średnicy trwało kilkaset tysięcy lat. Równocześnie ze Słońcem utworzyło się więc w ten sposób wiele krążących wokół niego ciał, tzw. planetozymali. Ich ruchy były niestabilne. Często więc dochodziło do zderzeń, których konsekwencją było bądź to zlepianie się brył, bądź też ich fragmentacja. Powstawały też skupiska planetozymali, które wzajemnie się przenikając, mogły utworzyć coraz silniej związane grawitacyjnie obiekty. Po paru milionach lat wykrystalizowało się w ten sposób kilka wyraźnie gęstszych centrów, wychwytujących z otoczenia coraz więcej materii. Nazywamy je protoplanetami.

W wewnętrznych rejonach tworzącego się Układu Słonecznego, czyli blisko Protosłońca, wyłoniły się cztery protoplanety, z których w stosunkowo długim (rzędu stu milionów lat) procesie akrecji powstały planety grupy ziemskiej. Zróżnicowanie składu chemicznego ziaren pyłu pierwotnej mgławicy znalazło odzwierciedlenie w ich budowie. Najbliższy Słońca Merkury, którego kondensacja rozpoczynała się w temperaturze około 1400 K, uzyskał duże jądro, złożone głównie z żelaza w stanie metalicznym z domieszkami niklu. Żelazo stanowi prawdopodobnie 80% masy Merkurego, który wobec tego ma jedną z największych gęstości wśród planet. Inne pierwiastki ciężkie, takie jak magnez i krzem, nie zdołały w tych warunkach skondensować i pozostały w mgławicy w stanie lotnym. Wenus zaczynała się formować w temperaturze około 900 K, przy której mogła już nastąpić kondensacja magnezu i krzemu. Planeta ta ma więc mniejszy od Merkurego stosunek żelaza metalicznego do krzemianów, a tym samym - mniejszą gęstość. Ziemia tworzyła się w obszarze o temperaturze około 600 K, dopuszczającej istnienie, oprócz żelaza metalicznego, także jego utlenionych postaci, co sugeruje jeszcze mniejszą jej gęstość. Średnia gęstość Ziemi przewyższa jednak nawet średnią gęstość Merkurego z powodu obecności w jej jądrze sporych ilości pierwiastka o stosunkowo dużej masie atomowej, jakim jest siarka (średnia gęstość planety zależy także od jej wielkości: im większa planeta, tym wyższe ciśnienie w jej wnętrzu, powodujące coraz większe zgniatanie materii jądra, a przez to - tym większa jest średnia gęstość planety). W przypadku Marsa, którego formował się w rejonie mgławicy o temperaturze około 450 K, całe żelazo występowało w postaci siarczków lub krzemianów i wobec tego nie ma on już rdzenia zbudowanego z żelaza metalicznego. Średnia gęstość Czerwonej Planety jest więc wyraźnie mniejsza od gęstości planet bliższych Słońca.

W bardziej odległych od centrum, znacznie chłodniejszych obszarach rodzącego się Układu Słonecznego utworzyły się cztery protoplanety, które zapoczątkowały proces formowania się planet jowiszowych. W przeciwieństwie do planet grupy ziemskiej ich głównym budulcem były planetozymale bogate w zamrożone związki pierwiastków lekkich. Temperatura, jaka panowała w tych rejonach, była na tyle niska, że dopuszczała kondensację lub umożliwiała przetrwanie przede wszystkim lodu wodnego, a także lodów dwutlenku węgla, metanu i amoniaku. Obfitość substancji lodowych (a było ich tu prawdopodobnie czterokrotnie więcej niż minerałów, z których powstawały planety grupy ziemskiej) zwiększyła wydajność procesu akrecji planetarnej, m.in. dzięki większej zdolności planetozymali lodowych do zlepiania się. Szybki wzrost masy tych protoplanet powodował, że wychwytywały one coraz więcej gazu mgławicy. Przypuszcza się, że gdy masa Protojowisza osiągnęła wartość co najmniej dziesięciokrotnie większą od masy Ziemi, dalsza akrecja tego coraz bardziej gazowego obiektu zaczęła przebiegać w sposób analogiczny do opisanej już wyżej kondensacji Protosłońca. Ponad 80% masy uformowanego w ten sposób Jowisza przypada na wodór i hel. Jego gęstość jest więc czterokrotnie mniejsza od gęstości Ziemi i niemal identyczna jak średnia gęstość Słońca. Maksymalna temperatura wnętrza Jowisza nie osiągnęła jednak nigdy wartości umożliwiającej zapoczątkowanie reakcji termojądrowych; aby mogło do tego dojść, masa Jowisza musiałaby być znacznie większa. Jowisz nie stał się więc gwiazdą. Pozostał planetą, mimo że pod względem składu chemicznego niewiele różni się do Słońca. W podobny sposób przebiegał też prawdopodobnie proces formowania się Saturna. Obie największe planety Układu Słonecznego, wraz ze swymi księżycami, ukształtowanymi zapewne w procesie analogicznym do opisanego, tworzą więc jakby miniatury systemu planetarnego. W dalszych obszarach mgławicy, gdzie gęstość materii gazowo-pyłowej była mniejsza niż w rejonach centralnych, proces akrecji nie mógł już być tak wydajny i zapewne dlatego Uran i Neptun nie zdołały osiągnąć rozmiarów i mas Jowisza i Saturna.

...powiększenie  >>>
Układ Słoneczny jest przypuszczalnie zanurzony w ogromnym, sferycznym obłoku, zawierającym setki miliardów drobnych ciał o budowie przypominającej jądra komet. Według najpowszechniej uznawanego modelu pas Kuipera - dysk utworzony właśnie z takich drobnych ciał, krążących mniej więcej w płaszczyźnie orbit planet - przechodzi w wewnętrzną, gęstszą część obłoku Oorta, rozszerzającą się stopniowo w sferyczny, rzadszy zewnętrzny obłok Oorta. Jego najdalszy skraj może sięgać nawet do 2-3 lat świetlnych od Ziemi, co odpowiada mniej więcej połowie odległości do najbliższej gwiazdy, Proxima Centauri.

Ostatnim etapem formowania się Układu Słonecznego było wielkie sprzątanie terenu budowy z resztek budulca. Istotną rolę odegrało w tym Słońce, które w pierwszej fazie swej ewolucji - gdy głównym źródłem jego energii stała się termojądrowa przemiana wodoru w hel - stało się szczególnie aktywne, wyrzucając w postaci wiatru słonecznego ogromne ilości materii. Początkowe podmuchy tego wiatru, znacznie silniejsze od obecnie obserwowanych, w ciągu zaledwie kilkuset tysięcy lat rozproszyły gaz i pył, pozostałe w przestrzeni międzyplanetarnej. Drugim czynnikiem oczyszczającym Układ Słoneczny były oddziaływania grawitacyjne masywnych planet, przede wszystkim Jowisza i Saturna. One to zapewne spowodowały wyrzucenie daleko poza obszar orbit planetarnych dużej liczby planetozymali, które uniknęły wchłonięcia przez protoplanety lub spadku na planety już uformowane. Dziś te pozostałości budulca planetarnego tworzą prawdopodobnie obłok Oorta. Oddziaływanie grawitacyjne Jowisza jest też przypuszczalnie odpowiedzialne za uwięzienie między orbitami Marsa i Jowisza planetozymali, z których nie zdołała się uformować planeta. Pozostałościami po nich jest dziś pas główny planetoid. Usuwanie przez wiatr słoneczny i oddziaływania grawitacyjne planet resztek materiału, z którego powstał Układ Słoneczny, nie dosięgło planetozymali pozostałych na obrzeżach dysku pierwotnej mgławicy. Tworzą dziś one najprawdopodobniej pas Kuipera.

...powiększenie  >>>
Upstrzona kraterami uderzeniowymi powierzchnia Merkurego jest świadectwem epoki wielkiego bombardowania, która zakończyła się mniej więcej 4 miliardy lat temu. Fot. NASA.

Efektem wtórnym tego porządkowania Układu Słonecznego oraz końcowym akordem procesu jego powstawania, którego ślady przetrwały do dziś na wielu obiektach, było tzw. wielkie bombardowanie. Ziarna pyłu niesione wiatrem słonecznym i planetozymale poruszające się po torach, które nierzadko ulegały radykalnym zmianom wskutek zderzeń i oddziaływań grawitacyjnych, stosunkowo często trafiały w powierzchnie planet i ich księżyców, wybijając w nich kratery uderzeniowe. Szczególnie wyraźnie widać je na pozbawionych atmosfery Merkurym i Księżycu. Mniej więcej 4 miliardy lat temu te gwałtowne procesy powoli ustały. Od tego czasu Układ Słoneczny ewoluuje na ogół spokojnie, nie przeżywając większych wstrząsów.

Krzysztof Ziołkowski
 
 [ 1 ]   [ 2 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach