Päikesesüsteemi tekkimine ja areng: 4,6 miljardi aasta lugu

Avasta Päikesesüsteemi teke ja areng 4,6 miljardi aasta jooksul — udukogumiteooria, Päike, planeetide tekkimine ja ketta kujunemine haaravas ja selges ülevaates.

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.

Protoplanetaarketas ja planeetide moodustumise etapid

Pärast tuuma sünnitõmmet jäi ümber udu keskme pöörlev lamedam protoplanetaarketas, kus tolm ja gaas hakkasid klompima. Ketta sees tekkisid järgmised põhietapid:

• Tolmuklastide kokkukleepumine ja staatiline või nõrkadest löökidest põhjustatud liitumine moodustas kilomeetri-suuruseid kehaosakesi (planetesimaalid).
• Planetesimaalide kasv läbi kokkupõrkete ja gravitatsioonilise haarde suurenemise tekitas protoplaneete—suurimaid algkive.
• Akkretsioon ehk materjali juurdehaakumine tekitas täisküpsed planeedid. Kivised planeedid kasvasid peamiselt ketta sees, kus oli rohkem kivimlikku materjali; väljaspool jääjoont said võimalikuks gaasirikkad hiiglased.

Kiviplaneetide teke ja sisemine erinevumine

Väikesed kiviplaneedid ja protoplaneedid sulasid suuresti kokkupõrgete, radioaktiivse lagunemise ja surve tõttu. See võimaldas raskematel elementidel (raud, nikkel) vajuda keskmesse ja moodustada tuhande- või tuumapõhised kihid ning kergematel jääda pealiskihiks — nimetatakse selle protsessi eraldumiseks (diferentseerumiseks). Kuigi algmaterjali kokkuvarisemine toimus suhteliselt kiiresti, aastaline täpsus näitab, et peamised protsessid toimusid paarikümne miljoni kuni mõne saja miljoni aasta jooksul pärast ketta tekkimist.

Kuu teke ja hilisem pommitamine

Meie Kuu tekkimise loogiline seletus on nn suur põrke hüpotees: Maale kukkus väga suurel protoplaneedil (tavapäraselt nimetatakse seda Theiaks) ja väljutatud materjalist tekkis Kuu. See toimus umbes 4,5 miljardit aastat tagasi ja seletab Maa ja Kuu keemilist sarnasust. Pärast algset moodustumist leidis aset periood, mida nimetatakse Late Heavy Bombardment (viimane intensiivne pommitus), mille käigus Päikesesüsteemi sisemised planeedid said palju meteorite ja komeetide lööke (umbes 4,1–3,8 miljardit aastat tagasi), mis mõjutas pindade arengut ja vesiniku ning teiste volatiilsete ainete toimetamist.

Gaasihiiglaste teke ja ajapiirid

Gaasihiiglaste (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptuun) moodustumiseks oli tarvis piisavalt kiiret kasvu, sest protoplanetaarketas ei püsinud lõpmatuseni — ketas laiali hajudes ja Päikese pööris ümbritsevat gaasi ära. Peamised seletused on:

• Tuumakorkreetsiooni mudel: esimesena kogunevad tahked tuumad (10–20 Maa massi), mis seejärel koguvad kiiresti ümbritsevast ketast gaasi.
• Ketaspromoksi häire (disk instability): ketas võib osaliselt kiiresti kokku variseda ja moodustada suuremaid gaasimasse otseselt.

Suur tõenäosus on, et gaasihiiglased pidid moodustuma mõne miljoni aasta jooksul pärast ketta tekkimist, enne kui intensiivne päikesevool ja ketta dissipatsioon gaasi ära viis.

Planeetide migratsioon, resonantsid ja süsteemi praegune kuju

Pärast moodustumist planeedid ei pidanud jääma oma esialgsetele orbiitidele. Interaktsioonid ketta, planetesimaalide ja planeetide endi vahel võisid põhjustada migratsiooni (orbiidi nihkumine). Näiteks paljud mudelid (sh Nice mudel) näitavad, et Jupiteri ja Saturni liigutasid oma orbiite ning nende resonantsid võisid mõjutada Kuiperi vöö ja asteroidivöötme struktuuri, põhjustades perioode tugeva pommitamisega Päikesesüsteemi sees.

Kuiperi vöö, Neptuuni ja Oorti pilv

Väline Päikesesüsteemi osa sisaldab Kuiperi vöö objekte ja veel kaugemat, hajusat Oorti pilve, mis on komeetide reservuaar. Need kauged kehakesed on jäänukid protoplanetaarkettast, mis ei akretiseerunud planeetideks. Mõned neist mõjutavad Maa pommitamist ja on olulised vee ja orgaaniliste molekulide transportimisel noorele Maale.

Tõendid ja vanuseid määravad meetodid

Me teame Päikesesüsteemi vanust peamiselt meteoriitide radioaktiivse dateerimise abil. Vanimad meteoriitide iskuplokid (chondriidid) annavad vanuseks umbes 4,56–4,57 miljardit aastat, mis on kooskõlas päikese ja planeetide moodustumise mudelitega. Lisaks annavad kuukivid, asteroidid ja planeetide pindade erosioonimustrite analüüs tähtsat teavet varajase evolutsiooni kohta.

Päikese ja süsteemi tulevik

Päike on praegu oma elutsükli peamise jadana (peamiseetapi täht) ja süttib vesiniku tuumas. See faas kestab kokku umbes 10 miljardit aastat; meie Päike on sellest umbes poole peal. Tulevikus hakkab Päike vesiniku tuumas ammenduma, laieneb punase hiidena ja võib lõpuks kilbina heita oma välimised kihid, jättes alla valge kääbuse. Selline areng muudab sisemise päikesesüsteemi keskkonda kaugetes miljardites aastates.

Kokkuvõte

Päikesesüsteemi tekkimine on pikk ja mitmeetapiline protsess, mis algas suure udu kokkutõmbumisest ja protoplanetaarketta tekkest. Kivised planeedid moodustusid ketta sees tolmu ja kivimite akretsiooniga; gaasihiiglased kasvasid suurete tuumade ja gaasi kiire kogunemise teel; hilisemad kokkupõrked, migratsioonid ja välise ketta kehade interaktsioonid kujundasid süsteemi tänapäevaseks konfiguratsiooniks. Meie teadmised põhinevad teoreetilistel mudelitel, meteoriitide kuupäevastamisel ja ruumiuuringutel, kuid paljud detailid—näiteks täpsed ajad ja mõned moodustumismehhanismid—on endiselt aktiivse uurimise all.

Küsimused ja vastused

K: Mis on udukogumiteooria?

K: Kuidas saab Päike oma energiat?

K: Mis põhjustab planeetide pöörlemist ümber oma telje?

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

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

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

Otsing