Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego
Powstanie i ewolucja Układu SłonecznegoPowstanie i ewolucja Układu Słonecznego rozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu, gdy na skutek
grawitacyjnego
zapadnięcia się jednej z części niestabilnego
obłoku molekularnego
rozpoczął się proces formowania
Słońca
i innych gwiazd. Większość zapadającej się masy z tej części obłoku zebrała się pośrodku, tworząc
Słońce
, podczas gdy reszta spłaszczyła się, formując
dysk protoplanetarny
, z którego następnie powstały
planety
,
księżyce
,
asteroidy
i pozostałe
małe ciała Układu Słonecznego
. Ten powszechnie akceptowany model znany jako hipoteza mgławicy słonecznej został po raz pierwszy zaproponowany w
XVIII wieku
przez
Emanuela Swedenborga
,
Immanuela Kanta
i
Pierre'a Simona Laplace'a
. Jego późniejszy rozwój wymagał współudziału rozmaitych dyscyplin naukowych takich jak
astronomia
,
fizyka
,
geologia
czy
nauki planetarne
. Od początków
ery podboju kosmosu
w
latach 50.
poprzez odkrycia
planet pozasłonecznych
w
latach 90.
model powstania Układu Słonecznego był kwestionowany i modyfikowany, aby uwzględnić nowe obserwacje. Od swojego powstania
Układ Słoneczny
uległ znaczącym zmianom. Uważa się, że wiele księżyców (regularne) krążących wokół swoich macierzystych planet powstało z wirujących dysków gazu i pyłu, podczas gdy inne (nieregularne) zostały przechwycone lub, w przypadku
Księżyca
Ziemi
, powstały na skutek
gigantycznych zderzeń
. Kolizje pomiędzy obiektami miały miejsce nieustannie do czasów współczesnych; są one zasadniczym elementem ewolucji systemu. Planety często zmieniały swoje pozycje, przesuwając się zarówno na zewnątrz, jak i do środka, a nawet zamieniając się miejscami.
Migracja planetarna
była odpowiedzialna za ewolucję Układu Słonecznego we wczesnym okresie jego istnienia. Układ Słoneczny wciąż ewoluuje i nie będzie istniał wiecznie w obecnej formie. Za około 5 miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę, stając się
czerwonym olbrzymem
, który odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako
mgławicę planetarną
i przekształci się w
białego karła
. Ruch planet najbliższych Słońcu zostanie wyhamowany przez słoneczną atmosferę i spadną do jego wnętrza, dalsze planety czeka później podobny los w wyniku hamowania przez gaz mgławicy planetarnej. Istnieje też szansa, choć jest ona niezmiernie mała, że w odległej przyszłości grawitacja gwiazd przechodzących w sąsiedztwie układu słonecznego uszczupli orszak planet towarzyszących Słońcu, wówczas zostaną one wyrzucone w
przestrzeń międzygwiezdną
. Wydarzenie takie może być skutkiem zbliżenia gwiazdy z Drogi Mlecznej lub z innej galaktyki podczas
zderzenia galaktyk
, szczególnie, że za około 3 miliardy lat oczekiwane jest
zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną
. Istnieje też niebezpieczeństwo, że w planetę uderzy inne ciało niebieskie o masie wystarczającej do rozerwania i zniszczenia jej. Słońce pozostanie prawdopodobnie samotne, bez orbitujących planet[1]. Historia poglądów
Pierre Simon Laplace, jeden z twórców hipotezy mgławicy planetarnej Teorie dotyczące początku i losów świata sięgają najstarszych znanych źródeł pisanych. Jednak przez większość czasu nie były one powiązane z istnieniem "Układu Słonecznego", ponieważ nie było jeszcze wiadomo, że Układ Słoneczny, w obecnym znaczeniu tego pojęcia, w ogóle istnieje. Pierwszym krokiem w kierunku współczesnej teorii powstania i ewolucji Układu Słonecznego była powszechna akceptacja
heliocentryzmu
, czyli modelu, który umieścił Słońce pośrodku systemu i Ziemię w orbicie wokół niego. Ten pomysł był rozważany od tysiącleci, jednak został powszechnie zaakceptowany dopiero pod koniec
XVII wieku
. Pierwsze odnotowane użycie pojęcia "Układ Słoneczny" pochodzi z
1704
roku[2]. Powszechnie akceptowana obecnie teoria powstania Układu Słonecznego, hipoteza mgławicy słonecznej, zdobywała i traciła poparcie od czasu jej sformułowania przez
Emanuela Swedenborga
,
Immanuela Kanta
i
Pierre'a Simona Laplace'a
w
XVIII wieku
. Najpoważniejszą krytyką tej hipotezy była pozorna niezdolność wyjaśnienia, dlaczego mimo olbrzymiej masy Słońce ma niewielki
moment pędu
w stosunku do otaczających je planet[3]. Jednak badania młodych gwiazd prowadzone od wczesnych
lat 80.
wykazały, że są one otoczone chłodnymi dyskami gazu i pyłu, zgodnie z przewidywaniami hipotezy mgławicy słonecznej, dzięki czemu odzyskała ona akceptację[4]. Zrozumienie przyszłej ewolucji Słońca wymagało poznania źródła zasilającej go energii. Potwierdzenie
teorii względności
Alberta Einsteina
przez
Arthura Stanleya Eddingtona
dowiodło, że energia Słońca pochodzi z
reakcji fuzji jądrowej
wodoru
zachodzącej w jądrze[5]. W
1935
roku Eddington poszedł o krok dalej i zasugerował, że wewnątrz gwiazd mogą powstawać inne
pierwiastki chemiczne
(tzw.
gwiezdna nukleosynteza
)[6].
Fred Hoyle
rozwinął tę tezę twierdząc, że wiele pierwiastków cięższych od
helu
powstaje wewnątrz gwiazd zwanych
czerwonymi olbrzymami
. Kiedy czerwony olbrzym odrzuca swoje zewnętrzne warstwy, te cięższe pierwiastki są wykorzystywane ponownie do utworzenia kolejnych systemów planetarnych[6]. Powstanie Mgławica przedsłonecznaZgodnie z hipotezą mgławicy słonecznej Układ Słoneczny powstał na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się
obłoku molekularnego
o prawdopodobnej średnicy kilku lat świetlnych[7]. Aż do początku
XXI wieku
uważano, że Słońce powstało w wyniku samoistnego zapadania się odosobnionego obłoku. Pod koniec XX wieku zaobserwowano powstawanie dużej liczby gwiazd w obłokach położonych w pobliżu pozostałości po supernowych. Sugeruje to, że podczas powstawania Słońca w jego pobliżu mogły mieć miejsce
supernowe
.
Fala uderzeniowa
pochodząca z jednego z takich wybuchów mogła utworzyć w chmurze gazu i pyłu regiony o zwiększonej gęstości, powodując ich grawitacyjne zapadanie się i dając w ten sposób początek powstaniu Słońca. Ponieważ wyłącznie masywne, krótko żyjące gwiazdy wybuchają jako supernowe, Słońce musiało powstać w regionie, w którym powstawały liczne ciężkie gwiazdy, być może podobnym do
Mgławicy Oriona
. Dodatkowym argumentem za taką genezą powstania Układu Słonecznego są badania
meteorytów
, które ujawniły ślady nietrwałych
izotopów
takich jak
żelazo
60Fe, które powstają wyłącznie podczas eksplozji supernowych. Skład izotopów w kometach wskazuje, że zawierają one materiał po eksplozji supernowej sprzed 4,6 miliarda lat[8][9]. Jeden z takich regionów zapadającego się gazu określany jako mgławica przedsłoneczna (
ang.
pre-solar nebula) dał początek Układowi Słonecznemu[10]. Ten region miał średnicę od 7 000 do 20 000
jednostek astronomicznych
(j.a.) i masę nieznacznie większą od masy Słońca[7][11][]. Jego skład chemiczny był podobny do obecnego składu Słońca. Około 98% masy stanowiły
wodór
i
hel
powstałe podczas
pierwotnej nukleosyntezy
zaraz po
Wielkim Wybuchu
. Pozostałe 2% masy to pierwiastki cięższe od
litu
, powstałe w procesie
nukleosyntezy
we wcześniejszych pokoleniach gwiazd[12]. Pod koniec swojej
ewolucji
gwiazdy te wyrzuciły swe fragmenty łącznie z ciężkimi pierwiastkami w
ośrodek międzygwiazdowy
[13]. Z
zasady zachowania momentu pędu
wynika, że zapadająca się mgławica wirowała coraz szybciej. Wraz z kondensowaniem się w niej materiału coraz częściej dochodziło do zderzeń pomiędzy atomami, a ich
energia kinetyczna
przekształcała się w
ciepło
. Centrum, gdzie zgromadziło się najwięcej masy, stawało się coraz cieplejsze[7]. W ciągu około 100 000 lat na skutek grawitacji, ciśnienia gazu, pól magnetycznych i rotacji[] zapadająca się mgławica uległa spłaszczeniu i stała się
dyskiem protoplanetarnym
o średnicy około 200 j.a., a w jej centrum uformowała się gorąca i gęsta
protogwiazda
[7][14][15]. Uważa się, że w tej fazie ewolucji Słońce było
gwiazdą typu T Tauri
, czerpiącą energię głównie z zapadnia się materii. Badania gwiazd tego typu wskazują, że często towarzyszy im protoplanetarny dysk materii o masie od 0,001 do 0,1
masy Słońca
[16].
Kosmiczny Teleskop Hubble'a
pozwolił zaobserwować w regionach
powstawania gwiazd
w
Mgławicy Oriona
dyski protoplanetarne o średnicy do 1000 j.a., zazwyczaj mają one jednak rozmiar kilkuset j.a. i są stosunkowo chłodne – osiągają temperaturę do 1000
K
[17][]. W ciągu kolejnych 50 milionów lat temperatura i ciśnienie wewnątrz Słońca wzrosły do tego stopnia, że została zapoczątkowana
synteza jądrowa
atomów wodoru. W ten sposób w Słońcu powstało wewnętrzne źródło energii, które przeciwdziałając sile grawitacyjnego zapadania się, doprowadziło do stanu
równowagi hydrostatycznej
, zapobiegając dalszemu zapadaniu się materii (patrz
budowa gwiazdy
)[18]. Uzyskanie tego stanu oznaczało osiągnięcie przez Słońce kolejnego etapu
ewolucji
znanego jako
ciąg główny
. Na tym etapie rozwoju gwiazdy czerpią energię z przemiany wodoru na hel w swoim wnętrzu. Jest to faza, w której Słońce znajduje się obecnie[19]. Powstanie planetArtystyczna wizja mgławicy słonecznej
Uważa się, że planety powstały z mgławicy słonecznej – chmury gazu i pyłu w kształcie dysku pozostałej po powstaniu Słońca[20]. Zgodnie z tą teorią planety powstały na skutek
akrecji
z niewielkich ziaren pyłu orbitujących wokół protogwiazdy. Na skutek wzajemnych kolizji ziarna te zaczęły tworzyć coraz większe obiekty, aż do powstania
planetozymali
o średnicy około 5 km. Poprzez kolejne zderzenia ich rozmiar w dalszym ciągu wzrastał, w tempie 15 centymetrów na rok[21]. W wewnętrznym Układzie Słonecznym, w odległości do 4 j.a. od Słońca, było zbyt ciepło, aby cząsteczki lotnych substancji, takich jak
woda
czy
metan
, mogły ulec kondensacji na ziarnach pyłu, zatem planetozymale, jakie formowały się w tym regionie, składały się głównie ze związków chemicznych o wysokiej
temperaturze topnienia
, czyli metali takich, jak
żelazo
,
nikiel
,
glin
, lub minerałów takich, jak
krzemiany
. Ostatecznie powstały z nich cztery
planety skaliste
, czyli
Merkury
,
Wenus
,
Ziemia
i
Mars
. Ponieważ wspomniane związki stanowiły zaledwie około 6
promili
masy mgławicy, wspomniane obiekty są stosunkowo małych rozmiarów[7]. Pierwotnie zalążki planet skalistych osiągnęły masę około 0,1
M⊕
i przestały akumulować materię około 100 000 lat po powstaniu Słońca. Ich dalszy wzrost do obecnych rozmiarów miał miejsce na skutek dalszych zderzeń i połączeń[22]. Z kolei
gazowe olbrzymy
, czyli
Jowisz
,
Saturn
,
Uran
i
Neptun
, powstały w dalszej odległości od Słońca – za orbitą Marsa, gdzie promieniowanie gwiazdy było na tyle słabe, że związki wody mogły pozostać w stanie stałym. Lód, z którego powstały
planety zewnętrzne
, występował w większej ilości niż metale i krzemiany, z których powstały planety skaliste. Dzięki temu osiągnęły one wystarczająco dużą masę, aby przyciągnąć atomy najlżejszych i
najpowszechniejszych
pierwiastków
,
wodoru
i
helu
[7]. Planetozymale w zewnętrznym Układzie Słonecznym osiągnęły masę do 4M⊕ w ciągu około 3 milionów lat[22]. Teoretycy uważają, że Jowisz nieprzypadkowo powstał zaraz za granicą wiecznego lodu. Z opadającej w kierunku Słońca materii z zawartością lodu przy tej granicy zebrały się poprzez parowanie spore ilości wody i powstał region obniżonego ciśnienia, który przyspieszył ruch cząsteczek pyłu wokół Słońca i zapobiegł ich dalszemu przesuwaniu się do wewnątrz. W rezultacie linia wiecznego lodu stała się barierą, wzdłuż której, na odległości około 5 j.a. od Słońca, zaczęły szybko gromadzić się znaczne ilości materii. Utworzyła ona olbrzymi zalążek planety o masie około 10 mas Ziemi, który następnie zaczął szybko rosnąć, akumulując wodór z otaczającego go dysku, powiększając się o 150 mas Ziemi w ciągu około 1000 lat i ostatecznie osiągając masę 318 razy większą niż Ziemia. W tym procesie Jowisz generował tyle energii, że przez krótki czas mógł być jaśniejszy niż Słońce[22]. Z kolei znacząco mniejszą masę Saturna można wyjaśnić tym, że powstał on kilka milionów lat po Jowiszu, gdy ilość dostępnego wodoru była już dużo mniejsza[22]. Młode gwiazdy typu T Tauri, jaką było Słońce, charakteryzują się dużo silniejszym
wiatrem słonecznym
niż starsze, bardziej stabilne gwiazdy. Uważa się, że Uran i Neptun uformowały się dopiero po powstaniu Jowisza i Saturna, gdy silny wiatr słoneczny przeniósł w przestrzeń kosmiczną większość materiału twórczego. W rezultacie planety nagromadziły niewielkie ilości wodoru i helu — nie więcej niż 1M⊕ każda[23]. Powstania Urana i Neptuna nie wyjaśniają standardowe teorie powstawania planet, ponieważ planety te znajdują się w rejonie, w którym mała gęstość planetozymali i słabe oddziaływanie grawitacyjne Słońca czyniłyby proces akrecji tak dużych ciał wolnym i niewydajnym. W obecnej odległości od Słońca proces kumulacji materiału trwałby setki milionów lat; jest to niemożliwe, ponieważ dysk protoplanetarny został oczyszczony z gazu i pyłu znacznie wcześniej. Oznacza to, że Uran i Neptun uformowały się prawdopodobnie bliżej Słońca, w rejonie pomiędzy obecnym położeniem Jowisza i Saturna, by później przemieścić się na zewnątrz Układu (patrz Migracja planet poniżej)[23]. Z kolei analiza próbek pobranych przez Stardust z komety
Wild 2
sugeruje, że materiały z wczesnego okresu formowania się Układu Słonecznego zostały przeniesione z cieplejszej, wewnętrznej części Układu Słonecznego w region
pasa Kuipera
[24]. Po okresie ok. 3–10 mln lat[22] wiatr gwiazdowy młodego Słońca oczyścił
dysk protoplanetary
z gazów i pyłów, częściowo poprzez wyrzucenie ich w przestrzeń międzygwiezdną, a częściowo poprzez wchłonięcie, kończąc w ten sposób okres powiększania się rozmiarów planet[25][26]. Dalsza ewolucjaPoczątkowo sądzono, że planety ukształtowały się na lub w pobliżu orbit, na których znajdują się obecnie. Jednak pod koniec
XX
i na początku
XXI wieku
pogląd ten porzucono. Obecnie uważa się, że Układ Słoneczny zaraz po powstaniu wyglądał zupełnie inaczej niż w czasach współczesnych: w obszarze wewnętrznym miało istnieć kilka obiektów o masie co najmniej dorównującej masą Merkuremu, zewnętrzny Układ Słoneczny rozciągał się na mniejszy obszar niż obecnie, a
pas Kuipera
znajdował się bliżej Słońca[27]. Planety skalistePod koniec epoki formowania się planet w wewnętrznym Układzie Słonecznym znajdowały się tam
protoplanety
o masach pomiędzy obecną masą Księżyca a Marsa[28][29][]. Ze względu na wzajemne oddziaływania grawitacyjne i obecność Jowisza obiekty te zderzały się ze sobą i łączyły w procesie, który mógł trwać nawet do 100 milionów lat. Ostatecznie powstały cztery
planety skaliste
Układu[22]. Ponadto w wyniku jednego z takich zderzeń miał powstać Księżyc (patrz Księżyce poniżej). Inna kolizja pozbawiła z kolei młodego Merkurego powłoki zewnętrznej[30]. Pas planetoid
Pomiędzy obszarem planet skalistych a strefą gazowych olbrzymów, od 2 do 4 j.a. od Słońca, rozciąga się
pas planetoid
. Początkowo zawierał on materię, której łączna masa przekraczała
masę Ziemi
i uformowało się w nim wiele
planetozymali
[31]. Ciała te zderzały się ze sobą i powstały
protoplanety
, później jednak oddziaływanie grawitacyjne
Jowisza
usunęło 99% tych obiektów z pasa planetoid[28]. Migracja planet
Symulacja pokazuje planety zewnętrzne i
Pas Kuipera
: a) Zanim stosunek Jowisza do Saturna wynosił 2:1 b) Podczas rozpraszania się obiektów Pasa Kuipera w Układ Słoneczny, poza orbitę Neptuna c) Po wypchnięciu ciał Pasa Kuipera przez Jowisz [32]. Zgodnie z hipotezą mgławicy planetarnej dwie zewnętrzne planety znajdują się nie na swoim miejscu.
Lodowe olbrzymy
,
Uran
i
Neptun
, istnieją w regionie, w którym ich powstanie było mało prawdopodobne ze względu na małą gęstość mgławicy słonecznej i długi
okres orbitalny
. Zamiast tego, uważa się, że obie planety powstały w pobliżu orbit Jowisza i Saturna, gdzie znajdowało się więcej materiału a na przestrzeni setek milionów lat przesunęły się na zewnątrz, na swoje obecne orbity[23]. Migracja zewnętrznych planet jest również konieczna, aby wyjaśnić istnienie i własności najbardziej zewnętrznych regionów Układu Słonecznego[33].
Poza orbitą Neptuna
w Układzie Słonecznym rozciągają się
pas Kuipera
,
dysk rozproszony
i
obłok Oorta
, trzy zbiory niewielkich lodowych obiektów uważanych za źródło pochodzenia większości obserwowanych
komet
. Pas Kuipera położony jest w odległości od 30 do 55 j.a. od Słońca, podczas gdy dysk rozproszony sięga 100 j.a. a najbardziej odległy obłok Oorta rozpoczyna się w odległości 50 000 j.a. od Słońca[33][34]. W tej odległości od Słońca
akrecja
była zbyt powolna, aby mogły powstać planety, zanim mgławica słoneczna uległa rozproszeniu, a zatem pierwotny dysk miał zbyt małą gęstość materii, aby mógł skonsolidować się w planetę. Jednakże pierwotnie Pas Kuipera był dużo gęstszy i znajdował się bliżej Słońca. Jego zewnętrzna krawędź miała w przybliżeniu 30 j.a. Wewnętrzna krawędź byłaby wtedy dokładnie poza orbitami Uranu i Neptuna, które z kolei były znacznie bliżej Słońca, gdy się tworzyły (najprawdopodobniej w odległości między 15–20 j.a.), i w przeciwnych miejscach, z Neptunem bliżej Słońca niż Uran[33][32]. Wielkie Bombardowanie
Księżyce
Wokół planet i licznych innych obiektów Układu Słonecznego krążą księżyce. Te
naturalne satelity
powstały w jeden z następujących sposobów: - wspólna formacja z dysku akreacyjnego wraz z planetą (tylko w przypadku gazowych olbrzymów);
- formacja z odłamków z dużej kolizji planety macierzystej z innym obiektem (np. Księżyc ziemski)
- przechwyt przelatujących w pobliżu obiektów przez oddziaływanie grawitacyjne planety
Jowisz i Saturn posiadają dużą liczbę księżyców, z których część prawdopodobnie powstała z dysków gazu w podobny sposób jak planety wokół Słońca. Należą do nich między innymi
Io
,
Europa
,
Ganimedes
i
Tytan
[35]. Na takie pochodzenie tych satelitów wskazują ich duże rozmiary i niewielka odległość od planety. Tych własności nie można wyjaśnić przechwyceniem, podczas gdy gazowa natura ich macierzystych planet wyklucza uformowanie się tych księżyców na skutek zderzeń. Z kolei zewnętrzne księżyce gazowych olbrzymów są niewielkie i mają
ekscentryczne
orbity charakteryzujące się
inklinacją
w stosunku do płaszczyzny obrotu planety. Te cechy odpowiadają charakterystykom obiektów przechwyconych[36][37]. Kierunek ruchu orbitalnego większości takich księzyców jest wsteczny w stosunku do ruchu planety macierzystej. Największym takim nieregularnym księżycem jest
Tryton
, który prawdopodobnie został przechwycony z
pasa Kuipera
przez oddziaływanie grawitacyjne Neptuna. PrzyszłośćAstronomowie przewidują, że Układ Słoneczny w obecnej postaci nie ulegnie drastycznym zmianom, dopóki Słońce nie spali całego wodoru w swoim jądrze, zamieniając go w hel i przechodząc w kolejną fazę
ewolucji
na
diagramie Hertzsprunga-Russella
, zmieniając się z
gwiazdy ciągu głównego
w
czerwonego olbrzyma
. Do tego czasu Układ Słoneczny będzie ulegał powolnym zmianom. Chaotyczność Układu SłonecznegoUkład Słoneczny jest
chaotyczny
, a orbity planet podlegają zmianom w okresie długoterminowym[38]. Jednym z przykładów jest system Pluton-Neptun, z
rezonansem orbitalnym
3:2. Model numeryczny wykazał, że ruch Plutona jest chaotyczny, z największym
wykładnikiem Lapunowa
o wartości 10-7,3 na rok, a za około 20 mln lat następuje
wzrost wykładniczy
dywergencji
trajektorii (
czas Lapunowa
)[39]. Inny przykład to ziemska
oś obrotu
, której
nachylenie
ulegać ma chaotycznym wahaniom w ciągu 1,5-4,5 mld lat, ze względu na wzrost
tarcia
pomiędzy jądrem a płaszczem w wyniku oddziaływania
pływowego
Ziemi z Księżycem[40]. Kontekst galaktycznyGwiazdy
rodzą się
w galaktykach posiadających wystarczającą ilość gazu galaktycznego. W
galaktykach spiralnych
, takich jak
Droga Mleczna
, regionami gwiazdotwórczymi są przede wszystkim
ramiona spiralne
; najprawdopodobniej więc Układ Słoneczny narodził się w jednym z takich spiralnych regionów o podwyższonej gęstości gazu. Skład atomowy takiej mgławicy to przede wszystkim
wodór
i
hel
oraz niewielka, ale istotna domieszka pierwiastków cięższych, pochodzących z wybuchów gwiazd
supernowych
. Eksplozje takie, oprócz wzbogacania gazu galaktycznego w pierwiastki, spełniają być może również role „mechanizmów spustowych” dla procesów gwiazdotwórczych: przypuszcza się, że powstająca w ich trakcie
fala uderzeniowa
może stać się powodem wytrącenia chmury gazu z równowagi i rozpoczęcia procesu grawitacyjnego zapadania się. Jako że gwiazdy rodzą się w grupach (por.
obszary H II
), wraz ze Słońcem i otaczającym go układem planetarnym ukształtowały się najprawdopodobniej inne gwiazdy. Istnieją modele powstania Układu Słonecznego, w których w pierwszym okresie jego istnienia Słońce miało gwiazdowego towarzysza, było więc składnikiem
układu podwójnego
; nie ma jednak danych obserwacyjnych potwierdzających ten punkt widzenia. ChronologiaChronologia powstania Układu Słonecznego została wyznaczona przy pomocy
datowania izotopowego
. Naukowcy szacują, że Układ Słoneczny ma 4,6 miliarda lat. Najstarsze skały na
Ziemi
mają około 4,4 miliarda lat[41]. Skały o tak wczesnym czasie powstania spotyka się jednak bardzo rzadko, ponieważ powierzchnia Ziemi jest nieustannie przekształcana przez
erozję
,
wulkanizm
i
tektonikę płyt
. Do oszacowania wieku Układu Słonecznego używa się więc danych z
meteorytów
, uformowanych podczas wczesnej kondensacji mgławicy słonecznej. Prawie wszystkie meteoryty mają wiek 4,6 miliarda lat, co sugeruje, że jest to minimalny wiek Układu Słonecznego[42]. Chronologia powstania i ewolucji Układu SłonecznegoUwaga: Daty i czasy podane w tabeli są przybliżone i należy je traktować wyłącznie jako wskaźnik
rzędu wielkości
. Faza | Czas od powstania Słońca | Wydarzenia |
---|
Przed Układem Słonecznym | Miliardy lat przed powstaniem Układu Słonecznego | Poprzednie pokolenia gwiazd żyją i umierają, wprowadzając
pierwiastki ciężkie
do
ośrodka międzygwiazdowego
, z którego utworzy się Układ Słoneczny[13] |
---|
ok. 5·107 lat przed powstaniem Układu Słonecznego | Prawdopodobna eksplozja bliskiej
supernowej
wpływa na powstający Układ Słoneczny. Kiedy Układ Słoneczny uformował się, w
Mgławicy Oriona
tworzyły się gwiazdy. Po szybkiej ewolucji jedna z masywnych gwiazd mgławicy kończy swoje życie eksplozją[8][9]. | Powstawanie Słońca | 0–105 lat | Mgławice przedsłoneczne formują się i zaczynają się zapadać grawitacyjnie. Zaczyna tworzyć się Słońce[22]. |
---|
105–5·107 lat | Słońce stało się gwiazdą typu
T Tauri
[14]. | 105–107 lat | Formują się zewnętrzne planety. Przez 107 lat gaz z
dysków protoplanetarnych
był wywiewany. Formowanie się zewnętrznych planet jest prawie ukończone[22]. | 107–108 lat | Formują się planety skaliste i Księżyc. Mają miejsce zderzenia dużych ciał niebieskich. Na Ziemi pojawia się woda[32]. | Gwiazda ciągu głównego | 5·107 lat | Słońce staje się gwiazdą
ciągu głównego
[18]. |
---|
2·108 lat | Powstają najstarsze skały na Ziemi[41]. | 5–6·108 lat | Rezonans orbit Jowisza i Saturna przesuwa Neptuna na
pas Kuipera
. W wewnętrznej części Układu ma miejsce
Wielkie Bombardowanie
[32]. | 8·108 lat | Pierwsze ślady życia na Ziemi. | 4,6·109 lat | Obecnie. Słońce zostaje główną gwiazdą pasma, stopniowo staje się cieplejsze i jaśniejsze o około 10% na 109 lat. | 6·109 lat |
Ekosfera
przesuwa się poza ziemską orbitę, być może sięga orbity Marsa | 7·109 lat | Następuje kolizja
Drogi Mlecznej
z
Andromedą
. Zjawisko ma prawdopodobnie niewielki efekt na Układ Słoneczny | Po ciągu głównym | (10–12)·109 lat | Wyczerpują się zapasy wodoru w jądrze Słońca, kończy się cykl ciągu głównego. Gwiazda staje się
czerwonym olbrzymem
. Dramatycznie wzrasta świetlność Słońca (do 2700 razy), promień (250-krotnie), a przy tym następuje ochłodzenie (do 2600 K). Merkury, Wenus i Ziemia ulegają wchłonięciu. |
---|
ok. 12·109 lat | W fazach po ciągu głównym Słońce łącznie traci ~30% masy. Następuje wyrzucenie warstw zewnętrznych, powstaje
mgławica planetarna
. Pozostaje jądro, które stopniowo ochładza się – Słońce staje się
białym karłem
. | Koniec Układu | ponad 12·109 lat | Słońce jako biały karzeł nie wytwarza już energii, jego temperatura i jasność spadają aż do osiągnięcia stanu
czarnego karła
. |
---|
1015 lat | Temperatura Słońca spada do 5 K[43]. Grawitacja przechodzących gwiazd wytrącą planety z ich orbit. Koniec Układu Słonecznego. |
Przypisy- ↑ Poglądowi temu przeczą ostatnie odkrycia planet krążących wokół białych karłów oraz kształty mgławic planetarnych świadczące o istnieniu planet
- ↑
Solar system
(
ang.
). W: Merriam Webster Online Dictionary [on-line]. 2008. [dostęp 19 maja 2008].
- ↑ M. M. Woolfson.
Rotation in the Solar System
. „Philosophical Transactions of the Royal Society of London”. 27 listopada 1984. 1524. Ss. 5–18 (
ang.
).
- ↑ Nigel Henbest:
Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table
(
ang.
). W: New Scientist [on-line]. 1991.
- ↑ David Whitehouse: The Sun: A Biography. John Wiley and Sons, 2005. .
- ↑ 6,0 6,1 Origin of the Chemical Elements. W: Simon Mitton: Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum, 2005, ss. 197–222. .
- ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 Ann Zabludoff:
Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System
. University of Arizona, wiosna 2003. [dostęp 19 maja 2008].
- ↑ 8,0 8,1 J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin.
The Cradle of the Solar System
. „Science”. 5674, ss. 1116–1117 (
21 maja
2004
) (
ang.
).
- ↑ 9,0 9,1 Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer.
Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk
. „Science”. 5828, ss. 1178–1181 (2007) (
ang.
).
- ↑ The chemical composition of the pre-solar nebula. W: W. M. Irvine:
Cometary Exploration
. 1983, ss. 3–12.
- ↑ J. J. Rawal.
Further Considerations on Contracting Solar Nebula
. „Earth, Moon, and Planets”. 34 (1), ss. 93–100 (1986). Springer Netherlands (
ang.
).
- ↑ Zeilik, Gregory, str. 207.
- ↑ 13,0 13,1 Charles H. Lineweaver.
An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect
. „Icarus”. 151, ss. 307–313 (2001) (
ang.
).
arXiv
:
astro-ph/0012399
(
ang.
)
- ↑ 14,0 14,1 Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon.
Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years
. „Earth, Moon, and Planets”. 98, ss. 39–95 (2006). Spinger (
ang.
).
- ↑ Jane S. Greaves.
Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems
. „Science”. 307, s. 68 (2005) (
ang.
).
- ↑ Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm. W: M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida:
The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I
. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 2003, s. 85. (
ang.
)
- ↑ Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt et al..
Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars
. „The Astronomical Journal”. 117, ss. 1490–1504 (March 1999) (
ang.
).
- ↑ 18,0 18,1 Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes.
Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y2 Isochrones for Solar Mixture
. „Astrophysical Journal Supplement”. 136, s. 417 (2001) (
ang.
).
arXiv
:
astro-ph/0104292
(
ang.
)
- ↑ Zeilik, Gregory, str. 320.
- ↑ A. P. Boss, R. H. Durisen.
Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation
. „The Astrophysical Journal”. 621, ss. L137–L140 (2005) (
ang.
).
- ↑ P. Goldreich, W. R. Ward.
The Formation of Planetesimals
. „Astrophysical Journal”. 183, s. 1051 (1973) (
ang.
).
- ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 22,6 22,7 Douglas N. C. Lin.
The Chaotic Genesis of Planets
. „Scientific American”. 298 (5), ss. 50–59 (2008) (
ang.
).
- ↑ 23,0 23,1 23,2 E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison.
The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn
. „Astronomical Journal”. 123 (5), ss. 2862–2883 (2002).
- ↑ Emily Lakdawalla:
Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender
. W: The Planetary Society [on-line]. 2006. [dostęp 2007-01-02].
- ↑ B. G. Elmegreen.
On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind
. „Astronomy & Astrophysics”, s. 77 (1979). [dostęp 2006-11-19].
- ↑ Heng Hao:
Disc-Protoplanet interactions
. W: Harvard University [on-line].
24 listopada
2004
. [dostęp 2006-11-19].
- ↑ Mike Brown (California Institute of Technology):
Dysnomia, the moon of Eris
. [dostęp
21 maja
2008
].
- ↑ 28,0 28,1 Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli.
The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt
. „Icarus”, ss. 338–347 (2001).
doi:10.1006/icar.2001.6702
.
- ↑ Junko Kominami, Shigeru Ida.
The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets
. „Icarus”. 157 (1), ss. 43–56 (2001) (
ang.
).
- ↑ Sean C. Solomon.
Mercury: the enigmatic innermost planet
. „Earth and Planetary Science Letters”, ss. 441–455 (2003).
doi:10.1016/S0012-821X(03)00546-6
.
- ↑ William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al..
Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion
. „Icarus”, ss. 63–94 (2005).
doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017
.
- ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli.
Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets
. „Nature”, s. 466 (2005).
doi:10.1038/nature03676
.
- ↑ 33,0 33,1 33,2 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al..
Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune
. „eprint arXiv:0712.0553” (2007) (
ang.
).
- ↑ Alessandro Morbidelli:
Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs
. arxiv,
3 lutego
2008
. [dostęp 2007-05-26].
- ↑ N. Takato, S. J. Bus et al..
Detection of a Deep 3-μm Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV)
. „Science”. 306, s. 2224 (2004).
- ↑ D. C. Jewitt, S. Sheppard, C. Porco:
Jupiter's outer satellites and Trojans
. Cambridge University Press, 2004. ss. 263–280. .
- ↑ Scott S. Sheppard (Carnegie Institution of Washington):
The Giant Planet Satellite and Moon Page
. W: Personal web page [on-line]. [dostęp 2008-03-13].
- ↑ J. Laskar.
Large-scale chaos in the solar system
. „Astronomy and Astrophysics”, ss. L9–L12 (1994).
- ↑ Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom.
Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic
. „Science”, ss. 433–437 (1988).
doi:10.1126/science.241.4864.433
. Cytat: Our numerical model indicates that the motion of Pluto is chaotic. The largest Lyapunov exponent is about 10-7.3year-1. Thus the efolding time for the divergence of trajectories is about 20 million years. It would not have been surprising to discover an instability with characteristic time of the order of the age of the solar system because such an instability would not yet have had enough time to produce apparent damage.
- ↑ O. Neron de Surgy, J. Laskar.
On the long term evolution of the spin of the Earth
. „Astronomy and Astrophysics”, ss. 975–989 (luty 1997). [dostęp 2008-06-08].
- ↑ 41,0 41,1 Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham.
Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago
. „Nature”. 409. Ss. 175–178 (
ang.
).
- ↑ Earth's Place in the Solar System. W: Gary Ernst Wallace:
Earth Systems: Processes and Issues
. Cambridge University Press, 2000, ss. 45–58. [dostęp 2008-04-04].
- ↑ John D. Barrow, Frank J. Tipler: The Anthropic Cosmological Principle. Oxford University Press, 1986. .
Inne hasła zawierające informacje o "Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego":
Dzień Zmarłych
...
II wiek
...
Nadciśnienie tętnicze
...
Oddychanie komórkowe
...
I wiek
...
Uznam
...
Wiktor Sukiennicki
...
Vytautas Landsbergis
...
XVI wiek
...
1972
...
Inne lekcje zawierające informacje o "Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego":
12b Prędkość i hamowanie - część 2 (plansza 8)
...
Układ okresowy pierwiastków (plansza 20)
...
22 Eksploatacja i obsługa pojazdu (plansza 8)
...
|