Dodatek4:

Pochodzenie Układu Słonecznego

by Frank Crary, CU Boulder

Tutaj znajdują się skrótowe ujęcia teorii dotyczących wczesnej historii układu słonecznego:

1. Chmura interstellar gazu lub (i) pyłu (mgławica słoneczna) jest naruszona i zapada się pod siłą własnej grawitacji Załamanie to mogło być falą uderzeniową z pobliskiej supernovej.
2. Gdy chmura się zapadła, rozgrzała się i skompresowała w środku.Na tyle rogrzała pyły że zaczęły się żarzyć. Główne załamanie prawodopodobnie miało miejsce ok 100.000 lat temu .
3. Gdy środek na tyle się skompresował by stać się protogwiazdą reszta gazu krążyła dokoła. Większość gazu została wciągniętych do wnętrza zwiększając masę gwiazdy, część jego nadal krąży Siła centrifugal zabezpieczała część gazu przed zetknięciem się z tworzącą się gwiazdą. Zamiast tego wytworzony został "dysk akrecyjny" wokół gwiazdy. Dysk generuje swoją energię i schładza.
4. Pierwszy punkt załamania. Zależnie od warunków, gaz otaczający gwiazdę/protogwiazdę może być niestabilny i może rozpocząć kompresję pod siłą własnej grawitacji. To stworzy podwójną gwiazdę. Jeśli nie...
5. Gas ostygnie na tyle że stanie się, metalem, skałą i (daleko od tworzącej się gwiazdy) lodem że zostanie zagęszczony do małych kawałków. (i.e. część gazu zamieni się z powrotem w pył). Metale skondensowały się niemal równocześnie z wytworzeniem dysku akrecyjnego (4.55-4.56 billionów lat temu według pomiarów izotopów z pewnych meteorytów); skały skondensowały się nieco później (pomiędzy 4.4 i 4.55 billionami lat temu).
6. Kawałki pyłu zderzały się ze sobą i stworzyły większe kawałki. Działo się tak dopóki te kawałki nie zmieniły się w głazy lub mniejsze asteroidy.
7. Uciekający wzrost. Gdy te większe kawałki stały się duże na tyle że posiadały własną grawitację ich wzrost się przyśpieszył. Ich grawitacja (nawet gdy bardzo mała) dała im przewagę nad mniejszymi kawałkami; przyciągały więcej mniejszych kawałków, i bardzo szybko te większe kawałki skumulowały dużo solidnego materiału na ich orbicie. To jak wielkie się stały zależy od ich oddalenia od gwiazdy, gęstości i składu mgławicy protoplanetarnej.W układzie słonecznym wiele teorii mówi że większa asteroida wielkości księżyca w wewnętrznym układzie słonecznym i jedna piętnasta rozmiaru Ziemi w zewnętrznym. Mógł mieć miejsce wielki skok do rozmiarów orbit Marsa i Jowisza: energia ze Słońca mogła stopić lód na bliższych dystansach, więc lepszy, akrecyjny materiał znajdował się w poza krytyczną odległością od Słońca.Akrecja tych "planetesimals" wynosiła od kilku tysięcy do do około dwudziestu milionów lat .
8. Dwie rzeczy na drugim punkcie przełomowym. Jak duże były te protoplanety i jak szybko się formowały? Czy w tym czasie ok 1 miliona lat po ostygnięciu mgławicy gwiazda generowała na tyle mocny wiatr słoneczny by móc go wyrzucić poza spoza mgławicy protoplanetarnej. Jeśli protoplaneta na tyle duża mogła wciągnąć cały gaz mgławicy, a jeżeli nie to nadal posiadała skalną bądź lodową skorupę.
9. W tym miejscu układ słoneczny jest zbudowany tylko z solidnych protoplanetarnych ciał i gigantów gazowych. "Planetesimals" mogły by się tylko stykać ze sobą i stać się bardziej masywne.
10. Ewentualnie, po upływie 10 do 100 milionów lat skończy się to z 10 lub większą ilościa planet ze stabilną orbitą.Te planety posiadają powierzchnie bardzo zmodyfikowaną przez kolizje (e.g. dużo metalu w składzie Mekurego czy Księżyca).

Nota: to była teoria formacji planet jaka istniała przed odkryciemextrasolar planets. Odkrycia nie zgadzają się z wymienioną teorią. Może to być bias obserwacyjny(pozostałe układy słoneczne można łatwiej zauważyć z Ziemi) lub problemy z teorią(probably with subtle points, not the basic outline.)

... Appendices ... Chronology ... Origin ... Linguistics ...

Text by Frank Crary, converted to html by Bill Arnett; last updated: 1998 Mar 17