Ο σχηματισμός των πλανητών

Άρθρο, Δεκέμβριος 2007

Εισαγωγή

Η συζήτηση για την προέλευση των πλανητών στο ηλιακό μας σύστημα έχει ξεκινήσει από το 1755, όταν ο φιλόσοφος Immanuel Kant πρότεινε μια θεωρία για το σχηματισμό των πλανητών. Ο πυρήνας της συζήτησης ήταν ο εξής: αν η προέλευση του δικού μας πλανητικού συστήματος ήταν ένα ασυνήθιστο γεγονός ή ήταν μια κοινή συνέπεια του σχηματισμού των άστρων. Κατά τη διάρκεια του 20ου αιώνα, η θεωρία ότι το πλανητικό μας σύστημα δεν είναι μοναδικό στον Κόσμο έγινε αποδεκτή μεταξύ των επιστημόνων, κυρίως όταν ανακαλύφθηκαν τα τελευταία χρόνια ένα πλήθος εξωηλιακών πλανητών.

Υπάρχουν δύο κύριες υποθέσεις για το σχηματισμό των πλανητών: Η νεφελοειδής και των πρωτοπλανητών

Η νεφελοειδής υπόθεση

Ο Kant πρότεινε ότι ένα νεφέλωμα, που είναι ένα τεράστιο νέφος σκόνης και αερίου, υπό την επίδραση της βαρύτητας κατέρρευσε σε έναν επίπεδο, περιστρεφόμενο δίσκο. Από τον δίσκο τελικά σχηματίστηκε ο ήλιος (κεντρικό τμήμα) και οι πλανήτες. Ο ίδιος, επίσης, δήλωσε ότι επειδή μια παρόμοια διαδικασία εμφανίζεται γύρω και από άλλα αστέρια, το ηλιακό σύστημά μας δεν είναι το μόνο στον Κόσμο.

Ο Pierre Laplace επέκτεινε τη θεωρία του Kant το 1796 όταν αυτή έγινε γνωστή ως νεφελοειδής υπόθεση. Ο Λαπλάς πρότεινε ότι οι πλανήτες σχηματίστηκαν από δακτυλίους υλικού που ξέφυγαν από ένα περιστρεφόμενο νεφέλωμα λόγω της φυγόκεντρης δύναμης. Μόλις απομακρύνθηκε η ύλη, συγχωνεύτηκε σε έναν πλανήτη. Η διαδικασία επαναλήφθηκε, με συνέπεια τον σχηματισμό ενός πλανήτη κάθε φορά. Η ύλη που έμεινε στο τέλος ήταν ο ήλιος.

Η νεφελοειδής υπόθεση χρησιμοποίησε ένα επίπεδα, περιστρεφόμενα νεφέλωμα ως την προέλευση του ηλιακού συστήματος για να εξηγήσει γιατί η τροχιά όλων των πλανητών είναι σχεδόν στο ίδιο επίπεδο και στην ίδια κατεύθυνση. Η θεωρία, εντούτοις, είχε μερικά προβλήματα. Ερχόταν σε αντίθεση με την παρατήρηση ότι ο ήλιος περιέχει το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του ηλιακού συστήματος αλλά μόνο ένα μικρό μέρος της στροφορμής του. Εάν η θεωρία ήταν σωστή, τότε ο ήλιος πρέπει να έχει το μεγαλύτερο μέρος της στροφορμής του ηλιακού συστήματος. Κι αυτό επειδή η στροφορμή του ήλιου θα αυξανόταν καθώς αυτός θα συστελλόταν, σαν τη χορεύτρια που αυξάνει η ταχύτητα περιστροφής της μόλις μαζεύει τα χέρια της. 

Ένα άλλο πρόβλημα με τη νεφελοειδή υπόθεση ήταν ότι εάν οι δακτύλιοι της ύλης διαχωρίζονταν, όπως δήλωσε ο Λαπλάς, τότε δεν θα έλκονταν μαζί για να σχηματίσουν τους πλανήτες, αλλά θα σκόρπιζαν στο διάστημα.

Η υπόθεση του πρωτοπλανήτη σε περίληψη

Μόλις βρέθηκαν ελαττώματα στη νεφελοειδή υπόθεση, προτάθηκαν κι άλλες εξηγήσεις για το σχηματισμό των πλανητών. Μετά από πολλές αποτυχίες, όπως είναι η θεωρία της σύγκρουσης, οι αστρονόμοι επέστρεψαν στη νεφελοειδή υπόθεση που την βελτίωσαν στα μέσα του 20ου αιώνα.

Μια σύγχρονη εκδοχή της νεφελοειδούς υπόθεσης, είναι η υπόθεση του πρωτοπλανήτη, που διαμορφώθηκε ανεξάρτητα από τους Carl von Weizsacker και τον Gerard Kuiper.

Τα βήματα στο σχηματισμό των πλανητών σύμφωνα με την υπόθεση του πρωτοπλανήτη παρουσιάζονται περιληπτικά στο διάγραμμα αριστερά .

(A) Το ηλιακό σύστημα αρχίζει να σχηματίζεται μόλις ένα περιστρεφόμενο νέφος ή νεφέλωμα καταρρέει.

(B) Οι αστάθειες στο νεφέλωμα αναγκάζουν τα σωματίδια της σκόνης και του πάγου να κολλήσουν μαζί. Τα σωματίδια της σκόνης συσσωρεύονται σε δισεκατομμύρια μικρά αντικείμενα - διαμέτρου περίπου 10 μέτρων - γνωστών ως planetesimals ή μικροσκοπικών πλανητών. Οι μικροσκοπικοί πλανήτες ή planetesimals συγκρούονται έπειτα και σχηματίζουν τους πρωτοπλανήτες. Εν τω μεταξύ, ο πρωτο-ήλιος στο κέντρο του νεφελοειδούς δίσκου γίνεται πολύ μεγάλος και αρκετά καυτός ώστε να ξεκινήσει η σύντηξη του υδρογόνου. Οι βραχώδεις πλανήτες σχηματίζονται κοντά στο νεογέννητο αστέρι, όπου η ακτινοβόλος θερμότητα του αποτρέπει να σχηματιστεί πάγος στην επιφάνεια των πλανητών. Οι παγωμένοι εξάλλου αέριοι πλανήτες σχηματίζονται στις ψυχρές εξωτερικές περιοχές, αλλά είναι πολύ μεγαλύτεροι και γρήγορα μετατρέπονται σε γίγαντες πλανήτες αερίου

(C) Ο ήλιος αρχίζει να ακτινοβολεί ενέργεια και να ατμοποιεί τη σκόνη στο εσωτερικό μέρος του ηλιακού συστήματος. Το υπόλοιπο αέριο απομακρύνεται στο διάστημα από τον ηλιακό άνεμο.

Η υπόθεση του πρωτοπλανήτη πιο αναλυτικά

Η υπόθεση αυτή όπως είδαμε υποστηρίζει ότι ένα πλανητικό σύστημα ξεκινά με τη μορφή ενός μεγάλου (~10,000 Au) και κατά προσέγγιση σφαιρικού νέφους πολύ ψυχρού διαστρικού αερίου, που είναι τμήμα ενός μεγαλύτερου μοριακού νέφους. Ένα τέτοιο νεφέλωμα είναι αρκετά πυκνό για να ξεκινήσει να συστέλλεται κάτω από τη δύναμη της βαρύτητάς του. Η κατάρρευσή του μπορεί να είχε ξεκινήσει με την άφιξη ενός κύματος πίεσης από ένα κοντινό γεγονός (για παράδειγμα ένα κύμα κλονισμού από μια σουπερνόβα) που συμπιέζει το μοριακό νέφος.

Αριστερά: ένας πλανήτης περιστρέφεται και καθαρίζει από τη σκόνη ένα τμήμα του πλανητικού δίσκου του μητρικού του άστρου.

Η σύνθεση ενός τέτοιου νεφελώματος θα αντανακλά τη σύνθεση του νέου άστρου. Για παράδειγμα, για το ηλιακό σύστημά μας το αρχικό ηλιακό νεφέλωμα θεωρείται πως η σύνθεση του ήταν περίπου 98% υδρογόνο και ήλιο, που προέρχονται από τη Μεγάλη Έκρηξη (Big_Bang), και 2% από βαρύτερα στοιχεία, τα οποία δημιουργήθηκαν στο εσωτερικό άστρων προηγούμενων γενεών που όταν πέθαναν τα εκτίναξαν πίσω στο διαστρικό διάστημα (θεωρία υπερκαινοφανών). Στατιστικά, τα αστέρια με τη μεγαλύτερη ποσότητα μετάλλων (δηλ. διαμορφωμένα από ένα νέφος με περισσότερα βαριά στοιχεία) είναι πιθανότερο να έχουν πλανήτες. Μόλις αρχίσει η βαρυτική συστολή του ηλιακού νεφελώματος επιταχύνεται αργά αλλά αναπόφευκτα.

Δεξιά: ένας πλανητικός δίσκος σχηματίζεται στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα

Καθώς το νεφέλωμα καταρρέει, τρεις φυσικές διαδικασίες το διαμορφώνουν: η θέρμανση, η αύξηση της ιδιοπεριστροφής του, και το πλάτεμα του νεφελώματος.

Το νεφέλωμα θερμαίνεται επειδή τα άτομα κινούνται γρηγορότερα καθώς πέφτουν βαθύτερα στο φρέαρ δυναμικού και γίνεται πυκνότερο, ενώ τα άτομα συγκρούονται πιο συχνά: η βαρυτική δυναμική ενέργεια μετατρέπεται σε κινητική ενέργεια των ατόμων, ή θερμική ενέργεια.
Δεύτερον, ενώ αρχικά ανεπαίσθητα, το ηλιακό νεφέλωμα είχε κάποιο μικρό ποσό στροφορμής, και επειδή η στροφορμή διατηρείται, το νεφέλωμα πρέπει να περιστραφεί ολοένα και πιο γρήγορα καθώς συρρικνώνεται (λόγω βαρυτικής έλξης).
Τέλος, το νεφέλωμα πρέπει επίσης να πλαταίνει σχηματίζοντας έναν δίσκο, που λέγεται πρωτοπλανητικός δίσκος, καθώς οι συγκρούσεις και οι συγχωνεύσεις των σταγόνων του αερίου μετρίασαν τις κινήσεις τους υπέρ της αύξησης της στροφορμής.

Η πρόσφατη ανάλυση της σύνθεσης οκτώ μετεωριτών που είναι γνωστό πως έχουν σχηματιστεί σε διαφορετικές εποχές μέσα στα πρώτα τρία εκατομμύρια χρόνια από το σχηματισμό του ηλιακού συστήματος έχει δείξει ότι περίπου 1 έως 2 εκατομμύρια χρόνια μετά από το σχηματισμό του ήλιου, το ηλιακό σύστημα δέχθηκε μια εισροή του σιδήρου-60, που θεωρείται ότι έχει παραχθεί από μια κοντινή σουπερνόβα, ενός πολύ μεγάλου βραχύβιου άστρου που γεννήθηκε στην ίδια περιοχή σχηματισμού με τον Ήλιο μας.

Η δημιουργία του πρωτοαστέρα

Σιγά σιγά ο πρωτοαστέρας γίνεται ολοένα και πιο πυκνός στο κέντρο βάρους του ηλιακού νεφελώματος. Κατά τη διάρκεια της διαδικασίας του σχηματισμού των πλανητών στο δίσκο, ο πρωτοαστέρας συμπιέζεται βαθμιαία κι άλλο, για 10 έως 50 εκατομμύρια χρόνια σχεδόν, φθάνοντας τελικά στις απαραίτητες συνθήκες θερμοκρασίας και πίεσης που απαιτούνται για να αρχίσει η πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου. Τότε ένα άστρο έχει γεννηθεί.

Ένα νέο αστέρι αυτού του είδους (ένα άστρο T Tauri) παράγει έναν αστρικό άνεμο πολύ ισχυρότερο από αυτόν ενός ολοκληρωτικά σχηματισμένου αστεριού, το οποίο τελικά απομακρύνει τα υπόλοιπα αέρια από το δίσκο, και κατά ένα μεγάλο μέρος τελειώνει τη διαδικασία προσαύξησης ή συσσώρευσης (ιδιαίτερα για τους γίγαντες αερίου). Όπως οι περισσότερες διαδικασίες στη ζωή ενός άστρου, ο χρόνος που ξοδεύεται στη φάση του πρωτοαστέρα εξαρτάται από τη μάζα: τα βαριά αστέρια καταρρέουν γρηγορότερα.

Το αέριο στον πρωτοπλανητικό δίσκο, εν τω μεταξύ, ψύχεται βαθμιαία μετά τη βαρυτική θέρμανση της κατάρρευσής του, και καθώς ψύχεται, γ σκόνη (μέταλλα και πυριτικά άλατα) και οι κόκκοι του πάγου (ενώσεις του υδρογόνου όπως το νερό, το μεθάνιο, και η αμμωνία) συμπυκνώνονται (στερεοποίηση). Αυτοί οι κόκκοι χτυπούν ήπια τους γειτονικούς κόκκους και κολλούν μαζί ηλεκτροστατικά, αρχίζοντας έτσι τη διαδικασία προσαύξησης. Υπάρχουν στη φάση αυτή πολλά άτομα και μόρια του αερίου, αλλά δεν μπορούν να συσσωρευτούν, επειδή κινούνται πάρα πολύ γρήγορα για να διατηρηθούν ενωμένα με ηλεκτροστατικές δυνάμεις. Το υδρογόνο και το ήλιο, που αποτελούν το 98% της μάζας του δίσκου, παραμένουν αεριώδη σε όλο το ηλιακό νεφέλωμα, και δεν συμπυκνώνονται ποτέ.

Για τους μικροσκοπικούς πλανήτες ή planetesimals

Αριστερά: ένα διαπλανητικό σωματίδιο σκόνης από πορώδη χονδρίτη

Τα στερεά συστατικά του δίσκου είναι αρχικά υπό μορφή μικροσκοπικών κόκκων σκόνης, που έσπειραν το πρόδρομο νέφος. Τέτοιοι κόκκοι στο διαστρικό μέσο είναι διαμέτρου λιγότερο από ένα μικρό, αλλά μέσω των συγκρούσεων στον πρωτοπλανητικό δίσκο κολλούν μαζί και αυξάνονται στο μέγεθος για να γίνουν μικροσκοπικοί πλανήτες ή planetesimals. (στην κυριολεξία σημαίνει ένας απείρως μικρός πλανήτης).

Οι γρήγορες συγκρούσεις μπορούν να καταστρέψουν τη διαμόρφωση των μικροσκοπικών πλανητών ή planetesimals, κι αυτό σημαίνει ότι η μετάβαση από τη σκόνη σε μικροσκοπικούς πλανήτες είναι αντιστρέψιμη.

Μόλις οι μικροσκοπικοί πλανήτες γίνουν αρκετά μεγάλοι, η βαρύτητα τους βοηθά στο να έρθουν περισσότεροι κόκκοι σε επαφή, αλλά μια ισχυρή αναταραχή μπορεί επίσης να αποτρέψει αυτή την βαρυτική συγκέντρωση, οδηγώντας στη συσσώρευση της μάζας μέσω της δυαδικής σύγκρουσης μόνο.

Εάν τώρα πρόκειται να σχηματιστούν γιγάντιοι πλανήτες αερίου τότε πρέπει να σχηματιστούν μικροσκοπικοί πλανήτες διαμέτρου περίπου 1 χλμ, μέσα σε περίπου 10.000 χρόνια.

Επειδή οι μικροσκοπικοί πλανήτες (planetesimals) είναι αρκετά πολυάριθμα, και υπάρχουν σε όλο τον πρωτοπλανητικό δίσκο, πολλοί επιζούν και μετά το σχηματισμό ενός πλανητικού συστήματος.

Οι αστεροειδείς θεωρούνται πως είναι οι εναπομείναντες planetesimals, που βαθμιαία κτυπούν ο ένας τον άλλο οπότε γίνονται ολοένα και μικρότερα κομμάτια, ενώ οι κομήτες είναι τυπικά μικροσκοπικοί πλανήτες από τα πιο μακρινά σύνορα ενός πλανητικού συστήματος. Οι μετεωρίτες είναι δείγματα των planetesimals που φθάνουν στην επιφάνεια ενός πλανήτη, και δίνουν πολλές πληροφορίες για το σχηματισμό του ηλιακού συστήματός μας. Οι πρωτόγονοι μετεωρίτες είναι κομμάτια από θραύσματα planetesimals με μικρή μάζα, όπου δεν πραγματοποιήθηκε καμία θερμική διαφοροποίηση, ενώ οι μετεωρίτες όπου είχαν μια επεξεργασία είναι χοντρά κομμάτια από βαριά planetesimals.

Οι μικροσκοπικοί πλανήτες που σχηματίζουν τους αέριους γίγαντες πλανήτες δεν μοιάζουν με τα παγωμένα αντικείμενα από όπου προήλθαν, αλλά κυριαρχούνται λίγο πολύ από το υδρογόνο και το ήλιο που έχουν συλλάβει τεράστια αεριώδη νέφη με πυκνούς πυρήνες. Αυτές οι σφαίρες αερίου έπειτα, σε στενή αναλογία με το ίδιο το ηλιακό σύστημα, καταρρέουν βαθμιαία βαρυτικά, θερμαίνονται, περιστρέφονται γρηγορότερα, και γίνονται πιο πλατιά. Μερικά φεγγάρια αυτών των αέριων πλανητών μπορούν να σχηματιστούν με μια διαδικασία ανάλογη με τους ίδιους τους πλανήτες. Αυτό μπορεί να εξηγήσει γιατί, στο ηλιακό σύστημά μας, οι μεγάλοι αέριοι γίγαντες πλανήτες έχουν όλοι πολλά φεγγάρια και δακτυλίους στο ίδιο επίπεδο, και γιατί οι πλανήτες αυτοί στρέφονται γρήγορα. Τέλος, η ανάπτυξη των αέριων πλανητών τελειώνει όταν φυσά ο ισχυρός αστρικός άνεμος του νέου αστεριού πάνω στο υπόλοιπο αέριο και τη σκόνη, και τα απομακρύνει μακριά από το δίσκο, στο διαστρικό διάστημα.

Γιγαντιαίες συγκρούσεις

Τέλος, αφού ο αστρικός άνεμος έχει καθαρίσει το αέριο από το δίσκο, μπορεί να έχει μείνει ένας μεγάλος πληθυσμός πρωτοπλανητών και μικροσκοπικών πλανητών. Για μία περίοδο 10 έως 100 εκατομμυρίων ετών, αυτοί οι πρωτοπλανήτες - με μάζα μεταξύ του φεγγαριού και της γης - θα διαταράξουν το ένα το άλλο έως ότου διασταυρωθούν και συγκρουστούν. Τα σώματα από αυτές τις συγκρούσεις θα είναι οι τελικοί πλανήτες αυτού του συστήματος. Μια τέτοια σύγκρουση, μεταξύ της πρωτο-γης και ενός πρωτοπλανήτη σαν τον Άρη , θεωρείται πως έχει σχηματίσει το γήινο φεγγάρι. Η διαδικασία είναι ιδιαίτερα τυχαία, θα μπορούσαν να υπάρχουν λιγότεροι ή περισσότεροι πλανήτες από αυτούς που παρατηρούμε τώρα στο ηλιακό σύστημά μας.

Οι μικρότεροι planetesimals, όντας απέραντα πιο πολυάριθμοι, παραμένουν μέσα στο πλανητικό σύστημα για πολύ περισσότερο καιρό. Αυτά τα σώματα μπορούν να 'καθαριστούν' από τους πλανήτες που έχουν σχηματιστεί, είτε να εκσφενδονιστούν μακριά (στο νέφος του Oort στο ηλιακό σύστημά μας), είτε συνεχώς να μεταβάλλουν τις τροχιές τους με συγκρούσεις με άλλους πλανήτες. Αυτή η περίοδος βομβαρδισμού διαρκεί αρκετά εκατομμύρια χρόνια, και μπορεί να δημιουργήσει κρατήρες που είναι ακόμα ορατοί στα γεωλογικά νεκρά αντικείμενα. Κατά κάποιον τρόπο, εφ' όσον υπάρχουν μικροί βραχώδεις ή παγωμένα  αντικείμενα διαθέσιμα στο σύστημα, μπορεί να υποστηριχτεί ότι αυτό το στάδιο του σχηματισμού ποτέ πραγματικά δεν "τελειώνει". Και αποδεικνύεται με την απειλή που δέχεται η Γη από αστεροειδείς ή την  πρόσφατη σύγκρουση του κομήτη Shoemaker-Levy 9 πάνω στον Δία.

Η επιτυχία του μοντέλου

Παρά την επιτυχία της θεωρίας του πρωτοπλανήτη σε σχέση με τα προβλήματα της νεφελοειδούς υπόθεσης, δεν παρείχε μια εξήγηση για την κατανομή της στροφορής στο ηλιακό σύστημα. Για να εξηγήσουν τη μεταφορά της στροφορμής από τον ήλιο στους πλανήτες, οι επιστήμονες πρότειναν ότι το μαγνητικό πεδίο του ήλιου έδρασε σαν φρένο. Οι μαγνητικές γραμμές του πεδίου από τον ήλιο μετέφεραν στροφορμή από τον περιστρεφόμενο ήλιο στον πλανητικό δίσκο. Με την προσθήκη αυτής της πρότασης, η υπόθεση του πρωτοπλανήτη έμεινε χωρίς κανένα μειονέκτημα.

Τι εξηγείται καλά με τη νεφελοειδή υπόθεση στο ηλιακό σύστημα μας:

• Οι κανονικές κινήσεις των πλανητών και των φεγγαριών (όλα περιστρέφονται στο ίδιο σχεδόν επίπεδο, σχεδόν σε κυκλικές τροχιές, ο ήλιος περιστρέφεται στην ίδια κατεύθυνση, και σχεδόν όλα τα σώματα περιστρέφονται στη σχεδόν ίδια κατεύθυνση.

• Όλες οι σημαντικές διαφορές μεταξύ των γήινων και μεγάλων αέριων πλανητών (μάζα, απόσταση από ήλιο, σύνθεση, φεγγάρια και δακτύλιοι.

• Μικροί αντικείμενα (αστεροειδείς και κομήτες, μικρής και μεγάλης περιόδου

• Εξαιρέσεις στον κανόνα (γήινα φεγγάρια, αξονικές κλίσεις, μη-συνεπίπεδα φεγγάρια σαν του Τρίτωνα

Τι δεν εξηγείται ακόμα με τη νεφελοειδή υπόθεση

• Η χαμένη μάζα στη ζώνη Kuiper

• Η διαδικασία σύλληψης του Τρίτωνα

• Η λοξή περιστροφή του Ουρανού

• Οι "καυτοί Δίιοι" εξωπλανήτες

• Οι εξωπλανήτες στα δυαδικά και τριαδικά αστρικά συστήματα

Οι αστρονόμοι τέλος έχουν συμπεράνει ότι ο σχηματισμός των πλανητών είναι μια χαοτική διαδικασία που περιλαμβάνει μια σειρά από συγκρούσεις. Αυτή η άποψη στηρίζεται στο βίαιο παρελθόν του δικού μας ηλιακού συστήματος.  Και λένε ότι από αυτά που βλέπουμε στο διάστημα συμπεραίνουμε ότι οι πλανήτες κάνουν ένα μακρύ και σκληρό ταξίδι προτού αναπτυχθούν πλήρως. Οι διαδικασίες λοιπόν δεν είναι πάντα ομαλές. 

Home