Произход на Слънчевата система

Т

1. Слънчевата система е плоска, а планетите обикалят около Слънцето в една посока.
2. Има два типа планети - вътрешни и външни, като скалистите са по-близо до Слънцето, а газовите или течните по-далеч.
3. Съставът на външните планети е подобен на този на Слънцето.
4. Никой от обектите в Слънчевата система, или поне от тези, чиято възраст е определена, не е по-стар от 4.5 милиарда години.

Снимка на междузвезден облак, който може да е подобен на този, от който се е образувала Слънчевата система

    Споменали сме само най-важните наблюдаеми характеристики, които нашата теория трябва да обясни. Голямо количество допълнителна информация можем да почерпим от структурата на астероидите, броя на кратерите по планетните и спътниковите повърхности, и подробния химичен състав на атмосферите и повърхностните скали.
    Сега приетата теория за произхода на Слънчевата система идва от теории предложени през 18 век от великия немски философ Имануел Кант и френския математик Пиер Симон Лаплас. Кант и Лаплас, независимо един от друг, предложили това, което сега наричаме хипотеза за Слънчевата мъглявина, според която Слънчевата система е произлязла от въртящ се плосък диск от газ и прах като от външните части на облака са се образували планетите, а от централната част Слънцето. Тази теория предлага естествено обяснение за плоската форма на системата и общата посока на движението на планетите около звездата.
    Съвременната форма на теорията твърди, че Слънчевата система се е родила преди 4.5 милиарда години от междузвезден облак - огромно количество въртящи се газ и прах. Такива облаци не са рядкост дори и днес, а астрономите смятат, че всички звезди са се образували от тях. Въпреки че основната тема на тази статия е образуването на Слънчевата система, трябва да имаме в предвид, че нашата теория би трябвало да е приложима за повечето звезди, които имат планети или поне обкръжаващи дискове от газ и прах, от които могат да се образуват планети.

Междузвездни облаци

Тъй като междузвездните облаци са суровия материал на Слънчевата система, ще трябва да ги опишем по-подробно. Въпреки че съществуват облаци със различни форми и размери, диаметърът на този, от който се е образувала Слънчевата система вероятно е бил около няколко светлинни години, а масата му е била два пъти по-голяма от сегашната маса на Слънцето. Ако нашия облак е бил като типичните облаци, които наблюдаваме сега, то съставът му е бил около 71% водород, 27% хелий и следи от малки количества други елементи като въглерод, кислород и силиций. Освен газове, междузвездните облаци съдържат и дребни прахови частици, наречени междузвездни зрънца.
    Междузвездните зрънца варират по размер от големи молекули до микрометри или повече и са съставени от смес от силикати, железни съединения, въглеродни съединения и воден лед. Астрономите узнават за наличието на тези вещества от спектралните линии, които се виждат в звездната светлина, преминала през плътни прахови облаци. Освен това, наскоро, в древни метеорити бяха открити междузвездни прахови зрънца, включително и малки диаманти. Тези преки доказателства и данните от спектралните линии показват, че елементите се срещат в пропорции, подобни на тези, които наблюдаваме при Слънцето. Това подсказва, че планетите и Слънцето може да са се образували от междузвезден облак.
    Облакът започнал да се трансформира в Слънце и планети когато гравитационното привличане в най-плътните му части го накарало да започне да колапсира навътре. Колапсът може да е бил подпомогнат и от близка експлодираща звезда или сблъсък с друг облак. Както и да е започнал колапса, материята не се е свлякла директно към центъра. Тъй като облака се въртял, той се сплескал.

    Сплескването се получило, защото въртенето забавяло колапса перпенидулярно на оста на въртене на облака. Подобен ефект се наблюдава в старомодна пицария, където готвачът подхвърля тестото със завъртане за да го оформи като диск.

Образуване на Слънчевата мъглявина

Били необходими няколко милиона години за да се превърне облака във въртящ се диск с изпъкналост в средата. Дискът се нарича Слънчева мъглявина, а когато се сгъстил от него се образували планетите. Изпъкналостта пък се превърнала в Слънцето. Това обяснява първата очевидна характеристика на Слънчевата система - дискообразната й структура - която споменахме в началото на статията.
    Диаметърът на Слънчевата мъглявина вероятно е достигал 200 AU, а дебелината му, вероятно 10 AU. Вътрешните части били горещи, загрявани от младото Слънце, но външните били студени, много под точката на замръзване на водата. Доста сме сигурни за размерите и температурите, защото наблюдаваме подобни дискове около звезди като ß Pictoris. Въпреки че снимката е зърнеста и подробностите са малко, можете да видите диска.

Сгъстяване на мълявината

Сгъстяване наблюдаваме когато газ се охлади и молекулите му се слепят, образувайки течно или твърдо вещество. За да се осъществи този процес газът трябва да се охлади под определена критична температура (стойността на която зависи от сгъстяващото се вещество и налягането). Например, да предположим, че имаме облак изпарено желязо с температура 2000 К. Ако го охладим до около 1300 К, ще започнат да се образуват дребни късчета желязо. Ако охладим газ от силикати до около 1200 К, ще започнат да се образуват дребни късчета скалист материал.
    При по-ниски температури ще се сгъстят други субстанции. Водата, например, се сгъстява при стайна температура, както можете да видите когато пара излиза от врящ чайник. В този случай водните молекули в горещата пара влизат в контакт с по-хладния въздух от стаята. С охлаждането на изпарената вода молекулите й започват да се движат по-бавно и когато се сблъскват една с друга електричните сили ги съединяват, отначало по двойки, после на по-големи образувания и накрая в малки капчици, които съставляват облака, излизащ от чучура на чайника.
    Важна характеристика на сгъстяването е, че когато се охлажда смес от изпарена материя, веществата с най-висока температура на изпарение се сгъстяват първи. Следователно когато смес от газообразни желязо, силикати и вода се охлади, първо ще се образуват железни зрънца (при около 1300 К), после силикатни (при около 1200 К), а когато температурата спадне до няколко стотин К ще се образуват и капки вода. Подобен ефект можем да наблюдаваме като поставим буркан пилешка супа във фризер. Първо замръзва мазнината, после бульона, а накрая месото.
    Процесът на сгстяване може да бъде спрян ако температурата не спадне достатъчно ниско. Ако вземем по-горния пример, ако температурата не спадне под 500 К, водата няма да се сгъсти и единствените сгъстени вещества ще са желязото и силикатите.
    По подобна схема протекло сгъстяването в Слънчевата мъглявина с охлаждането й след колапса в диск. Но тъй като температурата от покрайнините на Слънцето почти до орбитата на Юпитер не спаднала достатъчно, водата и други вещества с подобен строеж не могли да се сгъстят в тази част от мъглявината. От друга страна желязото и силикатите, които се сгъстяват дори при относително високи температури, можели да се сгъстят навсякъде в диска. Мъглявината се разделила на две части: вътрешна, състояща се от желязо и силикати и външна, състояща се също от силикати и желязо, но и от ледове и замръзнали газове . Вода, водород и други лесноизпарими субстанции се срещали в газовата си форма и във вътрешната част на мъглявината, само че не можели да образуват сгъстени частици там. Въпреки всичко обаче, някои от тези субстанции химически се свързали със силикатните зрънца и следователно скалистия материал, от който се образували вътрешните планети съдържал в себе си и малки количества вода и други газове.

Акреция и планетезимали

 По време на следващата фаза на планетообразуване, малките частици, които са се образували при сгъстяването на мъглявината, трябва да са започнали да се прилепят една към друга, образувайки по-големи парчета. Този процес наричаме акреция (натрупване).
    Акрецията прилича на правенето на снежен човек. Отначало вземате шепа снежинки и правите снежна топка. После прилепяте още сняг към топката като я търкаляте по земята. Колкото по-голяма е станала топката, толкова по-лесно става да прибавяте още сняг към нея и тя бързо нараства.
    По подобен начин малките зрънца в Слънчевата мъглявина се залепяли едно към друго и образували по-големи зрънца, които пък от своя страна се слепяли и образували бучки. Вероятно частиците са били удържани една към друга от електрични сили, подобни на тези, които карат мъхчетата да полепват по дрехите ви. Последващи сблъсъци, стига да не са били много силни, позволили на малките частици да нарастнат до размери от няколко милиметра до километри (фиг. 5А). По-големите обекти се наричат планетезимали (което означава малки планетоподобни тела). Големите планетезимали били достатъчно масивни за да може гравитацията да подпомага растежа им като привлича към тях допълнителен материал. Това довело до неимоверно нарастване на вече големите тела. Тъй като тези, намиращи се близо до Слънцето били от силикати и желязо, а тези, намиращи се по-далеч имали и ледени обвивки, разделяме планетезималите на два типа: скалисто-железни и ледно-скалисто- железни. Това води до второто наблюдение, от тези, направени в началото на статията - има два типа планети - както е и описано по-долу.

Образуване на планетите

Планетите се образували от сблъскващите се планетезимали. Компютърни симулации показват, че някои от сблъсъците довеждали до разбиването на двете тела, но по-слабите удари водели до съединяване.
    Съединяването увеличило масата и гравитационното привличане на планетезималите. Това допълнително спомогнало разтежа им и довело до образуване на райони на натрупване на планетезимали. В тези райони растежа бил дори по-бърз и за около 100 000 години се образували по-големите тела.
    Нарастването на планетите било особено бързо във външните части на Слънчевата мъглявина. Там имало повече материал, от който планетезималите да нарастнат, защото ледът бил около 10 пъти повече от силикатите и желязото и следователно, на теория, те са можели да станат 10 пъти по-големи от тези, намиращи се във вътрешните части на Слънчевата мъглявина.
    Освен това, когато една планета достигне до маса и диаметър, малко по-големи от земните, тя може да привлича газове и да ги задържа в атмосфера около себе си. Тъй като водородът бил най-разпространеният елемент в Слънчевата мъглявина, планетите, които били достатъчно големи за да го привличат и задържат нарастнали неимоверно повече от тези, които се образували само от твърди материали. Вероятно Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун започнали живота си като тела от лед и скали, приблизително равни по размер със Земята, но гравитационното им привличане довело до образуването на големите водородни обвивки, които можем да наблюдаваме днес. По-малките и по-топли тела от вътрешостта на Слънчевата мъглявина не можели да задържат водород и впоследствие той бил отнесен. Това обяснява третото наблюдение - външните планети приличат по състав на Слънцето.
    Увеличаващите се маса и гравитационно привличане на планетите променили вътрешната им структура, създавайки железните ядра на вътрешните планети и скалисто-железните ядра на външните. Желязното ядро на Земята вероятно се е образувало посредством диференциация. Отначало нашата планета била смес от скали и желязо, но те се разделили когато Земята се разтопила. Тогава желзото (поради по-голямата си плътност) потънало и образувало ядрото. Почти е сигурно, че подобен процес се е развил при всички вътрешни планети, а разтапянето е било причинено от радиокативното затопляне на планетните вътрешности и от жестоките сблъсъци с планетезималите. Такива сблъсъци отделят топлина чрез освобождаване на гравитационна енергия.
    Гравитационна енергия се освобождава винаги когато нещо падне. Ако например тухла падне върху кутия с топки за тенис, ударът разпръсква топките във всички посоки, придавайки им кинетична енергия - енергията на движението. По същия начин падащите върху планетна повърхност планетезимали отдават енергия на атомите от кората - енергия, която се проявява като затопляне. Лесно можете да демонстрирате, че ударите затоплят - просто ударете десетина пъти с чук един стоманен гвоздей. После го допрете до устните си и ще усетите, че той чувствително се е затоплил. Представете си какво затопляне се поражда когато тяло с размерите на планина се сблъска с планета. Така породената топлина и радиоактивното затопляне разтапят планетата и й позволяват да се диференцира. Резултатът от диференциацията са железните ядра и скалистите мантии на вътрешните планети. Подобни процеси вероятно са действали и при външните планети.
    Въпреки че гореописания сценарий обяснява точно много от това, което наблюдаваме днес, някои астрономи предлагат леко модифицирана теория за образуването на планетите. Те смятат, че Слънчевата мъглявина дълго време не се охладила и, че железния прах се е образувал много преди силикатите да могат да се сгъстят. Ако това е вярно първите планетезимали трябва да са били от желязо.
    Железните тела започнали да се съединяват, образувайки сегашните ядра на планетите. По-късно, когато мъглявината се охладила, сгъстените силикати започнали да се натрупват върху железните ядра. Коя теория е вярна, натрупване последвано от диференциация или обратното, все още е неизвестно.

Образуване на луни

Луните на външните планети вероятно са се образували от планетезимали, обикалящи около тях. След като едно тяло стане достатъчно масивно за да може гравитационната му сила да привлича допълнителен материал, то бива заобиколено от отломки. Следователно образуването на луните било умалена версия на образуването на планетите.
    И четирите гигантски планети имат плоски спътникови системи, в които спътниците (с някои изключения) орбитират в една и съща посока. Много от тези спътници са с размерите на Меркурий и ако обикаляха около Слънцето щяха да бъдат смятани за пълноправни планети. Някои от тези тела дори имат атмосфери, но масата им е прекалено малка за да могат да натрупат водород и други газове, подобно на планетата, около която обикалят. Вследствие тези луни са съставени основно от скали и ледове и имат твърди повърхности. Повърхности, които като цяло са осеяни с кратери, а в някои случаи дори показват следи от вулканична активност. Тези отдалечени луни в бъдеще могат да станат бази за изучаване на гигантските планети, на които така или иначе няма как да се приземим.

Последни фази на планетообразуване

Последният етап от планетообразуването бил "порой" от планетезимали, който образувал големите кратери като тези, които наблюдаваме по Луната и по другите тела с твърди повърхности.
    Понякога "валящите" тела били толкова големи, че не просто обраували кратер. Например Луната може да се е образувала при сблъсък между Земята и тяло с размерите на Марс. Меркурий пък може да е загубил кората си при масивен удар. Необичайния наклон на осите на Уран и Плутон също може да е причинен от  сблъсък с планетезимал. Накратко казано планетите и луните са били брутално обсипани от оставащите планетезимали.