Geneza și evoluția sistemului solar

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Concepție artistică a unui disc protoplanetar

Formarea și evoluția sistemului solar este estimată că ar fi început acum 4,55 - 4,56 miliarde de ani, prin colapsul gravitațional al unei mici părți dintr-un uriaș nor molecular. Cea mai mare parte din materia apărută în urma colapsului s-a adunat în centru, formând Soarele, în timp ce restul materiei s-a aplatizat sub forma unui disc protoplanetar din care s-au format planetele, sateliții, asteroizii și alte corpuri cerești mai mici din sistemul solar.

Istoria[modificare | modificare sursă]

Acest model larg acceptat de apariție , cunoscut sub numele de ipoteza nebulară, a fost dezvoltat pentru prima oară în secolul al XVIII-lea de Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant și Pierre-Simon Laplace. Dezvoltarea ulterioară a acestui concept a interacționat cu o varietate de discipline științifice, inclusiv astronomie, fizica, geologie și planetologie. Începând cu epoca cuceririi spațiului cosmic din anii 1950 și odată cu descoperirea planetelor extrasolare în anii 1990, ambele modele au fost contestate și reformulate astfel încât să se țină seama de noile observații.

Apariția[modificare | modificare sursă]

Nebuloasa pre-solară[modificare | modificare sursă]

Ipoteza nebulară susține că sistemul solar s-a format din colapsul gravitațional al unui fragment dintr-un nor molecular gigant. Norul avea o mărime de 20 pc,[1] în timp ce fragmentele aveau aproximativ 1 pc (câțiva ani lumină) .[2] Colapsul în continuare al fragmentelor a dus la formarea unui miez dens cu mărimea de 0,01 - 0,1 pc (2.000 - 20.000 UA).[note 1][1][3] Unul dintre aceste fragmente în colaps (cunoscut sub numele de nebuloasa presolară) ar fi format ceea ce a devenit Sistemul Solar.[4] Compoziția din această regiune, cu o masă puțin peste cea a Soarelui a fost aproximativ aceeași cu cea a Soarelui de astăzi, cu hidrogen, împreună cu heliu si urme de litiu produse de nucleosinteza Big Bang-ului, formând aproximativ 98% din masa acestuia.[5] Restul de 2% din masă a constat în elemente mai grele care au fost create de nucleosinteza din generațiile anterioare de stele.[6] În viață târzie a acestor stele, au ejectat elemente mai grele în mediul interstelar.[7]

Imagine obţinută cu Hubble a unor discuri protoplanetare în nebuloasa Orion; probabil foarte asemănătoare cu nebuloasa primordială din care Soarele nostru s-a format

Apariția Soarelui[modificare | modificare sursă]

Apariția planetelor[modificare | modificare sursă]

Reprezentare artistică a nebuloasei solare

Despre planetele diferite din Sistemul Solar se crede ca s-au format din nebuloasa solară, nor în formă de disc format din gaze și praf ramase de la formarea Soarelui.[8] Metoda acceptată în momentul actual prin care planetele s-au format este cunoscut sub numele de acreție, în care planetele au început sub formă de boabe de praf pe orbită în jurul protostelei centrale. Prin contact direct, aceste boabe s-au format în pâlcuri de până la 200 metri în diametru, care, la rândul său, s-au ciocnit pentru a forma corpuri mai mari, (planetezimale), de ~ 10 km în diametru.[9] Acestea au crescut treptat în continuare, prin coliziuni, cu câțiva centimetri pe an pe parcursul următoarelor câteva milioane de ani.[9]

Evoluția[modificare | modificare sursă]

Rotația rapidă a nebuloasei inițiale a dus la o turtire în formă de disc a materiei conținute, disc din care au apărut ulterior planetele.

Planete terestre[modificare | modificare sursă]

Centura de asteroizi[modificare | modificare sursă]

  • Planetary migration
  • Late Heavy Bombardment and after

Sateliți[modificare | modificare sursă]

Viitorul[modificare | modificare sursă]

  • Long-term stability
  • Moon-ring systems
  • The Sun and planetary environments

Interacțiuni galactice[modificare | modificare sursă]

  • Galactic collision and planetary disruption

Cronologie[modificare | modificare sursă]

  • Timeline of Solar System evolution

Veși și[modificare | modificare sursă]

Bibliografie[modificare | modificare sursă]

  • Michael A. Zeilik, Stephen A. Gregory (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (ed. 4th). Saunders College Publishing. ISBN 0030062284 

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ An astronomical unit, or AU, is the average distance between the Earth and the Sun, or ~150 million kilometres. It is the standard unit of measurement for interplanetary distances.

Referințe[modificare | modificare sursă]

  1. ^ a b Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon (2006). „Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years”. Earth, Moon, and Planets (Spinger) 98: 39–95. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006EM%26P...98...39M. 
  2. ^ Ann Zabludoff (University of Arizona) (Spring 2003). „Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html. Accesat la 27 decembrie 2006. 
  3. ^ J. J. Rawal (1986). „Further Considerations on Contracting Solar Nebula” (PDF). Nehru Planetarium, Bombay India (Springer Netherlands) 34 (1): 93–100. doi:10.1007/BF00054038. http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf. Accesat la 27 decembrie 2006. 
  4. ^ W. M. Irvine (1983). „The chemical composition of the pre-solar nebula”. in T. I. Gombosi (ed.). Cometary Exploration. 1. pp. 3–12. http://adsabs.harvard.edu/abs/1983coex....1....3I. 
  5. ^ Mostre de praf interstelar oferă indicii despre perioada de dinaintea apariției Soarelui Dr Henner Busemann de la Universitatea din Manchester declară că mostra de praf este o amprentă chimică a compoziției avute de sistemul nostru în momentul formării Soarelui.
  6. ^ Zeilik & Gregory (1998, p. 207)
  7. ^ Charles H. Lineweaver (2001). „An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect”. Icarus 151: 307. doi:10.1006/icar.2001.6607. arΧiv:astro-ph/0012399. 
  8. ^ A. P. Boss, R. H. Durisen (2005). „Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation” (abstract page). The Astrophysical Journal 621: L137–L140. doi:10.1086/429160. http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/429160. 
  9. ^ a b P. Goldreich, W. R. Ward (1973). „The Formation of Planetesimals”. Astrophysical Journal 183: 1051. doi:10.1086/152291. http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...183.1051G. Accesat la 16 noiembrie 2006. 

Legături externe[modificare | modificare sursă]