Päikesesüsteemi kujunemine ja areng on ideed sellest, kuidas Päikesesüsteem sai alguse ja kuidas see jätkuvalt muutub. Üldlevinud idee on, et 4,6 miljardit aastat tagasi oli meie kosmose piirkonnas väga suur gaasipilv, mida nimetatakse uduks. Kõik asjad, millel on mass, tulevad kokku ehk gravitatsiooniga üksteise poole. See tõmbas kogu gaasi keskuse poole. Lõpuks tõstis rõhk keskuses temperatuuri nii, et vesiniku aatomid sulasid kokku ja moodustasid heeliumi. Protsessi, mille käigus tekivad päikesesüsteemid, nimetatakse udukogumiteooriaks.

Planeetide pöörlemine ümber Päikese ja iga planeedi pöörlemine ümber oma telje tulenes esmalt sellest, et algne gaasipilv oli eri kohtades erineva tihedusega. Pöörlemine suurenes gravitatsiooni all toimuva kokkutõmbumise tõttu (energia säilimine). Samuti muutus Päikesesüsteemi kuju lamedamaks. Kui kokkuvarisemine jätkus, tähendab nurgamomendi säilimine, et pöörlemine kiirenes. See takistab suures osas gaasi otsest akkretiseerumist (liikumist) kesksele tuumale. Gaas on sunnitud levima ekvaatoritasandi lähedal väljapoole, moodustades ketta, mis omakorda akretiseerub tuumale.

Gravitatsiooni tõttu muutusid aatomid Päikesel üksteisele väga lähedaseks. Kogu see energia tekitas lõpuks meie tähe: Päikese. Ülejäänud gaas läks enamasti gaasihiiglastesse - mida nimetatakse ka Jovia planeetideks. Kivim ja tolm läksid edasi, et luua maapealsed planeedid, nende kuud, asteroidid ja kõik muud objektid Päikesesüsteemis.

Päikese tohutu massi tõttu (99,86% kogu Päikesesüsteemi massist) oli tal väga tugev gravitatsioon. Päikese ümber tiirlevate planeetide tsentrifugaaljõud tasakaalustab Päikese gravitatsiooni tõmbejõudu. Selle tohutu tihedus tuumas põhjustab termotuumareaktsiooni, mis muudab vesiniku heeliumiks koos soojuse, valguse ja muude elektromagnetilise kiirguse vormide kiirgusega.

Järgmine küsimus on: kui Päike muudab vesiniku heeliumiks, siis kust tulevad kõik teised elemendid? On ainult üks võimalik vastus: need kõrgemad elemendid pärinevad varasemate põlvkondade tähtedest. Noore Päikesesüsteemi naabruses miljardeid aastaid tagasi plahvatanud hiiglaslikud supernoovad tekitasid kõrgemaid elemente. Suured tähed läbivad oma elutsükli palju kiiremini kui väiksemad tähed. Selle põhjuseks on nende sisemuses valitsev veelgi kõrgem rõhk ja temperatuur võrreldes keskmise põhijärjekorra tähega nagu Päike.

Kunstnike ettekujutus udust, millest sai alguse Päikesesüsteem

Idee ajalugu

Nebulahüpoteesi, nagu seda nimetati, töötati välja 18. sajandil. Selle kallal töötas kolm meest:

Emanuel Swedenborg (1688-1772)
Immanuel Kant (1724-1804)
Pierre-Simon Laplace (1749-1827)

Swedenborgil oli see idee esimesena ja Kant töötas selle välja korralikuks teooriaks. 1755. aastal avaldas Kant oma "Universaalse loodusloo ja taevateooria" (muidugi saksa keeles). Ta väitis, et gaasilised pilved, udukogud, pöörlevad aeglaselt, varisevad järk-järgult kokku ja lamedaks gravitatsiooni tõttu. Lõpuks moodustuvad neist tähed ja planeedid.

Vahepeal arendas sarnase mudeli iseseisvalt välja ja pakkus välja Laplace 1796. aastal oma Exposition du systeme du monde'is. Ta arvas, et Päikesel oli algselt laiendatud kuum atmosfäär kogu Päikesesüsteemi ruumala ulatuses. Tema teoorias oli kokkutõmbuv ja jahtuv protosolaarne udukogu. Kui see jahtus ja tõmbus kokku, laperdus see ja pöörles kiiremini, heites (või heideldes) välja hulga gaasilisi materjalirõngaid; ja tema sõnul kondenseerusid sellest materjalist planeedid. Tema mudel oli sarnane Kanti omaga, ainult et see oli üksikasjalikum ja väiksemas mõõtkavas. Kahjuks oli Laplace'i versioonis üks probleem. Peamine probleem oli nurkkiiruse jaotumine Päikese ja planeetide vahel. Planeetidel on 99% nurkmomendist ja seda asjaolu ei saanud seletada nebulaarse mudeliga. Läks üsna kaua aega, enne kui sellest aru saadi.

Tänapäevase laialdaselt aktsepteeritud planeedi tekke teooria - Päikesenebulaarse ketta mudeli (SNDM) - sünni eest vastutab nõukogude astronoom Viktor Safronov. Tema 1972. aastal inglise keelde tõlgitud raamat "Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets" avaldas suurt mõju. Selles raamatus sõnastati ja osaliselt lahendati peaaegu kõik planeedi tekkeprotsessi põhiprobleemid. Safronovi ideid arendati edasi. Päikesesüsteemi kohta on veel üsna palju selgitamist vajavaid aspekte.

Kuigi algselt kehtis see ainult meie Päikesesüsteemi kohta, arvatakse nüüd, et SNDM on tavaline viis tähtede moodustumiseks kogu universumis. 2017. aasta augusti seisuga on meie galaktikas avastatud üle 3000 ekstrasolaarseplaneedi.

Küsimused ja vastused

K: Mis on udukogumiteooria?

V: Nebulaarteooria on protsess, mille käigus tekivad päikesesüsteemid. See seletab, kuidas suur gaasipilv mingis kosmosealal saab gravitatsiooni mõjul kokku tõmmata, moodustades lõpuks Päikese ja planeetide sarnase tähe.

K: Kuidas saab Päike oma energiat?

V: Päike saab oma energiat vesiniku muutumisest heeliumiks tuumas toimuva termotuumareaktsiooni kaudu, mille käigus vabaneb soojust, valgust ja muid elektromagnetilisi kiirgusvorme.

K: Mis põhjustab planeetide pöörlemist ümber oma telje?

V: Algne gaasipilv oli eri kohtades erineva tihedusega, mistõttu see pöörleb ümber Päikese ja iga planeedi oma telje. See pöörlemine suurenes tänu gravitatsiooni all toimuvale kokkutõmbumisele (energia säilimine) ja nurkkiiruse säilimisele.

K: Kust pärinevad kõik elemendid, millest koosnevad maapealsed planeedid, kuud, asteroidid jne?

V: Kõik elemendid peale vesiniku ja heeliumi pärinevad varasemate põlvkondade tähtedest, mis plahvatasid miljardeid aastaid tagasi meie noore Päikesesüsteemi lähedal - need tohutud supernoovad tekitasid kõrgemaid elemente.

K: Miks läbivad suured tähed oma elutsükli palju kiiremini kui väiksemad tähed?

V: Suured tähed on oma sisemuses veelgi suurema rõhu ja temperatuuriga kui keskmine põhijärjekorra täht, näiteks Päike - see põhjustab, et nad läbivad oma elutsükli palju kiiremini kui väiksemad tähed.

K: Mis põhjustas meie Päikesesüsteemi tekkimise umbes 4,6 miljardit aastat tagasi?

V: Umbes 4,6 miljardit aastat tagasi oli meie kosmoseala lähedal suur gaasipilv - kõik massiga asjad tõmbuvad üksteise poole, nii et see tõmbas kogu gaasi keskuse poole, kuni see saavutas piisavalt kõrge rõhu, et vesiniku aatomid sulasid kokku heeliumiks, millest sai alguse meie täht, mida me tunneme Päikese nime all.