Interstellare Molecular sky Bok globulen mørk tåke Protostar T-type variabel stjerne Tauri Pre-hoveddelen stjerne Herbig stjerne Ae / Be Herbig-Haro objekt |
Innledende massefunksjon Gravitasjonsinstabilitet Kelvin-Helmholtz-mekanisme Nebula-hypotese Planetarisk migrasjon |
Den hypotesen om solskyen er den modell mest vanlig akseptert for å forklare dannelsen og utviklingen av solcellesystemet . Hypotesen antyder at solsystemet ble dannet av materie som kom fra en tåke. Denne teorien ble utviklet av Immanuel Kant og publisert i sin artikkel med tittelen Universal Natural History and Theory of Heaven (in) .
Opprinnelig brukt bare på solsystemet, blir denne prosessen med å danne planetariske systemer i dag ansett å være på jobb i hele universet. Den mest aksepterte moderne varianten av denne teorien er Solar Nebula Disk Model (MDNS) eller, enklere, Solar Nebula Model . Denne tåkeHypotesen gir flere forklaringer på et bredt spekter av egenskaper som har solcellesystemet, herunder kvasi baner sirkulære og ligger i samme plan av planetene og deres bevegelse i samme retning som rotasjonen av solen. I dag finnes noen elementer i tåkehypotesen i moderne teorier om dannelse av planeter, men flertallet av elementene er imidlertid lagt til side.
I følge tåkehypotesen dannes stjerner i veldig massive, tette skyer av molekylært hydrogen - gigantiske molekylære skyer . Disse skyene er gravitasjonelt ustabile, og saken som samler seg i dem, smelter sammen i mindre, tettere klynger, som igjen snurrer, kollapser og danner stjerner. Den stjernedannelse er en kompleks prosess som alltid frembringer et proto disk gass rundt de unge stjerne. Denne prosessen kan til slutt føde planeter under visse omstendigheter som ennå ikke er veldig kjent. Dannelsen av planetariske systemer anses derfor å være et naturlig resultat av stjernedannelse.
Det tar omtrent en million år å danne en stjerne som solen, med en protoplanetar disk som vil utvikle seg til et planetarisk system etter 10 til 100 millioner år.
Den protoplanetære disken er en akkretjonsdisk som mater stjernen i sentrum. Opprinnelig veldig varmt, avkjøles disken over tid i det som er kjent som et T Tauri-type variabelt stjernetrinn ; her er det mulig å danne små støvkorn laget av stein og is . Kornene kan til slutt koagulere til planetesimals opptil en kilometer i størrelse. Hvis disken er massiv nok, kan eksponentiell tilvekst begynne, noe som resulterer i den raske dannelsen - for 100.000 til 300.000 år siden - av planetariske embryoer , som kan variere fra størrelsen på en naturlig satellitt til Mars . Nærmere stjernen går planetariske embryoer inn i et stadium av voldelig fusjon og produserer jordplaneter . Denne siste fasen kan ta rundt 100 millioner til en milliard år.
Dannelsen av gigantiske planeter er imidlertid litt mer komplisert. Det antas at det foregår utenfor islinjen , utover hvilke planetariske embryoer består hovedsakelig av forskjellige typer is. Derfor er de flere ganger mer massive enn de i den indre delen av den protoplanetære platen. Hva som skjer etter at embryoer er dannet, er ennå ikke helt forstått. Noen embryoer ser ut til å fortsette å vokse og når til slutt 5 til 10 landmasser (M ⊕ ), som er grenseverdien som er nødvendig for begynnelsen av akkumuleringen av helium - hydrogengass som kommer fra skiven. Akkumuleringen av gass fra kjernen er i utgangspunktet en langsom prosess som fortsetter i flere millioner år, men etter at den dannende protoplaneten når rundt 30 M speeds , øker prosessen og fortsetter på en racing måte. Planeter som Jupiter og Saturn antas å ha samlet størstedelen av massen sin i en periode på bare 10 000 år. Akkresjon stopper når gassen i disken er oppbrukt. Planeter kan også vandre store avstander under eller etter dannelsen. Det antas at iskjemper , som Uranus eller Neptun , ville være "strandede kjerner", som ville ha dannet seg for sent, da disken nesten hadde forsvunnet.
Det er historisk bevis for at deler av soltåkehypotesen opprinnelig ble foreslått i 1734 av Emanuel Swedenborg . Immanuel Kant , som var kjent med Swedenborgs arbeid, videreutviklet teorien og publiserte sine resultater i Universal Natural History and Theory of the Heavenes (1755), der han hevder at gassformede skyer, tåker , spinner sakte, s gradvis kollapser og flater ut på grunn av tyngdekraften og til slutt dannet stjerner og planeter. En lignende modell ble uavhengig utviklet og foreslått av Pierre-Simon Laplace i 1796, i sin Exposition of the World System . Han postulerer at solen opprinnelig hadde en varm atmosfære utvidet til størrelsen på solsystemets volum. Teorien hans hevder at det har vært sammentrekning og avkjøling av den protosolare skyen - den protosolare tåken. Da den avkjøles og trekker seg sammen, flatet den ut og begynte å snurre raskere, og kastet ut en serie gassringer av materie, og ifølge ham kondenserte planetene og dukket opp fra den saken. Hans modell var lik Kants, men mer detaljert og i mindre skala. Mens Laplace nebular-modellen var den som dominerte XIX - tallet , møtte han mange vanskeligheter. Hovedproblemet var fordelingen av vinkelmomentet mellom solen og planetene. Faktisk har planetene 99% av vinkelmomentet, og dette faktum kunne ikke forklares med dens modell. Derfor ble denne teorien om planetdannelse i stor grad forlatt tidlig på XX - tallet .
Oppgivelsen av Laplacian-modellen motiverte forskere til å finne en erstatning. I løpet av XX th århundre, er flere teorier foreslått, herunder planetesimal teorien av Thomas Chrowder Chamberlin og Forest Ray Moulton (1901), den Tidal Modell av James Hopwood Jeans (1917), den modellen materialoppsamling av Otto Schmidt (1944), den protoplanet teori av William McCrea (1960) og til slutt Capture-teorien av Michael Woolfson (en) . I 1978 reiste Andrew Prentice (in) Laplace-ideene om planetdannelse og utviklet den moderne teorien om Laplace . Ingen av disse forsøkene er helt vellykkede, og mange av teoriene som er foreslått er først og fremst bare beskrivende.
Fødselen til den allment aksepterte moderne teorien om planetformasjon - modellen til solskinndisken - kan tilskrives den sovjetiske astronomen Viktor Safronov . Hans bok Evolusjon av den protoplanetære skyen og dannelsen av jorden og planetene , oversatt til engelsk i 1972, hadde en varig effekt på måten forskere tenker og tenker på dannelsen av planeter. I dette arbeidet er nesten alle de store problemene med dannelsen av planetene formulert, og noen av dem løses til og med.
Hans ideer ble videreutviklet i arbeidet med George Wetherill , som oppdaget eksponentiell tilvinning . Mens den opprinnelig bare ble brukt på solsystemet, ble "Solar Nebula Disk Model" (MDNS) senere generalisert til hele universet av teoretikere.
Prosessen med stjernedannelse resulterer naturlig i uttrekkingsskiven rundt det unge stjernegjenstanden. I en alder av omtrent 1 million år vil 100% av stjernene sannsynligvis ha en slik disk. Denne konklusjonen støttes av oppdagelsen av gassformede og støvete skiver rundt protostjerner og T Tauri-stjerner, samt av teoretiske hensyn. Observasjon av slike skiver viser at støvkornene i dem vokser over korte tidsintervaller (tusenvis av år), og produserer partikler på omtrent 1 centimeter.
Akkresjonsprosessen, der planetesimaler 1 km brede vokser til kroppene 1000 km i diameter, er nå godt forstått. Denne prosessen finner sted inne på en hvilken som helst plate hvor tettheten til planetesimalene er høy nok, og skjer innpakket. Senere reduseres veksten og blir til en såkalt "oligarkisk" tilvekst. Sluttresultatet er dannelsen av planetariske embryoer i forskjellige størrelser, som avhenger av avstanden fra solen. Ulike simuleringer har vist at fusjonen av embryoer i den indre delen av den protoplanetære skiven fører til dannelsen av en planet på størrelse med jorden. Dette er grunnen til at opprinnelsen til de telluriske planetene i dag anses å være et nesten løst problem.
De fysiske egenskapene til akkretjonsskiver gir visse problemer. Det viktigste er hvor saken, som er akkretert av protostjernen, mister sin vinkelmoment. En mulig forklaring, foreslått av Hannes Alfvén , er at vinkelmomentet går tapt av solvinden under T Tauri- fasen . Bevegelsen vil derfor bli transportert til de ytre deler av platen ved å viskositet påkjenninger . Viskositet genereres av makroskopisk turbulens , men den nøyaktige mekanismen som produserer denne turbulensen er ikke kjent. En annen mulig prosess er magnetbremsen (en) , hvor stjernens rotasjon overføres til disken via det omkringliggende elektromagnetiske feltet . Hovedprosessen som er ansvarlig for forsvinning av gass i platen er "viskøs diffusjon" og "fotofordampning".
Det største uløste problemet i den nebula diskmodellen er dannelsen av planetesimaler. Faktisk er mekanismene i spillet for å bringe agglutinering av partikler med en diameter på 1 cm til planetesimaler på 1 km, et mysterium. Disse mekanismene ser ut til å være nøkkelen til spørsmålet hvorfor noen stjerner har planeter, mens andre ikke har noe rundt seg, ikke engang støvbelter .
Et annet uløst problem er dannelsen av gigantiske planeter . Nåværende teorier klarer ikke å forklare hvordan kjernene deres kan dannes raskt nok til å akkumulere betydelige mengder gass så raskt fra den forsvinnende protoplanetære skiven. Den korte levetiden på disker, som er mindre enn 10 millioner år, ser ut til å være kortere enn tiden det tar for dannelsen av kjernen.
Et annet problem med dannelsen av gigantiske planeter er deres migrasjon. Beregninger viser at deres interaksjon med disken kan forårsake rask intern migrasjon, som, hvis ikke stoppet, kan resultere i at planeten når de "sentrale regionene igjen som et underjovisk objekt." " En av de mest viktige kritikk er formulert av James Clerk Maxwell i det XIX th -tallet, som hevder at " forskjellen i rotasjon mellom den indre del og den ytre del av ringen " ville ikke tillate materialet kondens. Dette har også blitt avvist av astronomen David Brewster , som sier at "de som tror på teorien om solnebula tar det for gitt at fast materie og atmosfæren på planeten vår stammer fra en ring som er kastet fra solatmosfæren, som deretter trekker seg sammen til en solid jordkule, hvorfra Månen ble kastet ut ved samme prosess. " Han argumenterer for at ifølge denne visjonen, " må månen nødvendigvis ha hatt vann og luft fra våte og myke deler av jorden og derfor burde ha en atmosfære " . Brewster hevder at Sir Isaac Newtons religiøse tro tidligere så på nebulære ideer som en tendens til ateisme , og siterte det slik: "Veksten av nye systemer fra gamle, uten tilstedeværelse av guddommelig inngripen, virket for ham tilsynelatende absurd. "
Den reisende vil dannes i enorme skyer av kald molekylært hydrogen, molekylskyer gigantiske omtrent 300 000 solmasser og 20 parsecs (PC) i diameter. I løpet av millioner av år vil gigantiske molekylære skyer sannsynligvis kollapse og fragmentere. Disse fragmentene danner så små tette kjerner, som over tid vil danne stjerner. Massen til disse kjernene varierer fra en brøkdel opp til flere ganger solens (M ☉ ) og kalles protostellare (eller protosolar) tåker. De har en diameter på 0,01 til 0,1 pc (fra 2000 til 20000 AU) og en partikkeldensitet (i) fra omtrent 10.000 til 100.000 pr cm 3 . Den første sammenbruddet av en protostjernetåke av en solmasse tar omtrent 100.000 år. Hver tåke begynner med en viss vinkelmoment . Gassen i den sentrale delen av tåken, med relativt lav vinkelmoment, går gjennom en periode med rask kompresjon og danner en hydrostatisk varm kjerne (som ikke trekker seg sammen) som inneholder en liten brøkdel av massen til den opprinnelige tåken. Denne kjernen blir stjernen. Når kollapsen fortsetter, bevarer bevaring av vinkelmoment at rotasjonen av det fallende skallet akselererer, og forhindrer sterkt gass fra å smelte sammen direkte på den sentrale kjernen. I stedet for å slå seg sammen, blir gassen tvunget til å utvide seg utover, nær dens ekvatoriale plan og danne en plate . Kjernen utvider seg gradvis og massen øker til den blir en varm ung protostjerne . På dette tidspunktet er protostjernen og disken skjult i stor grad av tømmekonvolutten og kan derfor ikke observeres direkte. Faktisk er opasiteten til den gjenværende konvolutten så stor at selv stråling med en bølgelengde i størrelsesorden en millimeter har vanskeligheter med å unnslippe. Slike gjenstander blir observert som veldig lyse kondensasjoner som hovedsakelig avgir bølger av millimeter orden, eller enda mindre. De er klassifisert som protostjerner i spektral klasse 0. Kollapsen ledsages ofte av bipolare stråler som kommer ut nær skivens rotasjonsakse. De dyser som regel er også ofte observert i stjernedannelses regioner (se Herbig-Haro objekt ). Lysstyrken til protostjerner i klasse 0 er høy. Så for eksempel kan en protostjerne av en solmasse utstråle ved mer enn 100 sollysstyrker . Kilden til denne energien er gravitasjonskollaps, når kjernene deres ennå ikke er varme nok til å begynne kjernefusjon .
Når konvoluttmaterialet fortsetter å falle på platen, blir det til slutt tynn og gjennomsiktig, og det unge stjernegjenstanden blir observerbar, først i det infrarøde , deretter senere i det synlige spekteret. Rundt denne tiden begynner protostjernen å smelte deuterium . Hvis protostjernen er massiv nok (utover 80 joviske masser (M J )), vil hydrogenfusjon følge. Ellers blir objektet en brun dverg . Fødselen til denne nye stjernen kommer omtrent 100.000 år etter at kollapsen startet. Disse gjenstandene er på dette tidspunktet kjent som klasse I-protostjerner, som også blir referert til som unge T Tauri-stjerner , innhyllede protostjerner eller unge stjernegjenstander. På dette stadiet av dannelsen har stjernen allerede oppnådd størstedelen av massen ved tilvekst: den totale massen på platen og resten av konvolutten overstiger ikke 10 til 20% av massen til det unge stjernegjenstanden. .
I neste trinn forsvinner konvolutten helt, etter å ha blitt samlet inn av platen, og protostjernen blir da en klassisk T Tauri-stjerne. Det skjer etter omtrent 1 million år. Diskens masse rundt en T Tauri Classic-stjerne er omtrent 1 til 3% av stjernemassen, og den fortsetter å øke med en hastighet på 10 −7 til 10 −9 M ☉ per år. Et par bipolare jetfly er også vanligvis til stede.
Denne tilveksten forklarer alle de spesielle egenskapene til en klassisk T Tauri-stjerne: sterk strøm i utslippslinjene (opptil 100% av stjernens indre lysstyrke ), magnetisk aktivitet , fotometrisk variabilitet og tilstedeværelsen av stråler. Utslippslinjene blir derfor dannet når den akkreterte gassen berører "overflaten" av stjernen, som oppstår rundt dens magnetiske poler . Jets er et biprodukt av tilvekst: de skyldes overdreven vinkelmoment. Scenen til den klassiske stjernen T Tauri spenner over 10 millioner år. Til slutt vil disken forsvinne gjennom tilvekst på sentralstjernen, dannelse av planeter, utkasting av stråler og fotofordampning ved ultrafiolette (UV) stråler fra sentralstjernen. Derfor er den unge stjernen en T Tauri-stjerne med svake linjer , som over en periode på hundrevis av millioner av år utvikler seg til en stjerne i hovedsekvensen som vår sol .
Under visse forhold kan platen, som da kan kalles protoplanetar, gi opphav til et planetarisk system . Protoplanetære skiver har blitt observert rundt en stor andel stjerner i klynger av unge stjerner . De eksisterer fra begynnelsen av stjernedannelsen, men kan ikke observeres i de tidlige stadiene på grunn av opasiteten til konvolutten rundt dem. Disken til klasse 0 protostjerne antas å være veldig massiv og varm. Det er en akkretjonsdisk som nærer protostjernen som ligger i sentrum. Den temperatur kan nå fra 400 Kelvin (K), fra 5 AU, opp til 1000 K ved en AU. Oppvarmingen av disken er hovedsakelig forårsaket av spredning av turbulens i den av viskositet og av fallet av gass fra tåken. Den høye temperaturen på den interne skiven forårsaker fordampning av flyktig materiale som vann, organisk materiale og noen bergarter - og etterlater bare de mer ildfaste elementene som jern . Den isen kan bare overleve i de ytre delene av disken.
Hovedproblemene i tilvekstdiskens fysikk gjelder opprettelsen av turbulens samt mekanismen som er ansvarlig for den høye effektive viskositeten . Den effektive viskositeten vil være ansvarlig for massetransporten mot den sentrale protostjernen, så vel som dens momentum mot periferien av platen. Det ville forklare tapet av vinkelmoment som er nødvendig for tilvekst på den sentrale protostjernen. Resultatet av denne prosessen er økningen i størrelsen på protostjernen og diskens radius, som kan nå opptil 1000 AU hvis den første vinkelmomentet til tåken er stor nok. Store disker blir ofte sett i flere stjernedannende regioner som Orion-tåken .
Levetiden til akkretjonsplater er omtrent 10 millioner år. Når stjernen når det klassiske T-Tauri-stadiet, blir disken tynnere og avkjøles. Mindre flyktig materiale begynner å kondensere nær sentrum og danner støvkorn som inneholder krystallinske silikater på ca. 0,1 til 1 mikrometer . Å transportere dette materialet ut av platen kan blande disse nye støvkornene med urkorn , som inneholder organisk materiale og andre mer flyktige stoffer. Denne blandingen kan forklare visse særegenheter i sammensetningen av kroppene som komponerer solsystemet, for eksempel tilstedeværelsen av interstellare korn i primitive meteoritter og ildfaste innfall i kometer .
Støvpartiklene klumper seg sammen i skivens meget tette miljø, noe som fører til dannelse av større partikler, opptil flere centimeter store. Spor av dannelsen av dette støvet og dets koagulering kan observeres i det infrarøde spekteret av unge plater. Dette kan føre til dannelse av planetesimaler som måler over 1 km i diameter, som er byggesteinene for dannelsen av planeter.
Et annet uløst problem innen diskfysikk er dannelsen av planetesimaler. Faktisk blir agglutinasjonen ineffektiv når støvpartiklene blir større. Den mest aksepterte hypotesen er dannelse av gravitasjons ustabilitet . Dermed legger partikler på flere centimeter eller saktere seg nær skivens sentrale plan og danner et veldig tynt (mindre enn 100 km ) men veldig tett lag. Dette laget ville være gravitasjonsstabilt og kunne fragmentere i flere biter, som senere ville danne planetesimaler. Dannelsen av planeter kan også være forårsaket av gravitasjonsinstabiliteten til selve disken, noe som fører til dens fragmentering i større biter. Noen av dem, hvis de er tette nok, vil kollapse , noe som kan føre til rask dannelse av gasskjemper , og til og med brune dverger , over en periode på ca 1000 år. Til tross for alt er dette bare mulig i såkalte “massive” disker (mer massive enn 0,03 M ☉ ). Til sammenligning har en typisk disk en masse mellom 0,01 og 0,03 M ☉ . Fordi mer massive plater er sjeldne, anses denne mekanismen for planetformasjon å være sjelden. På den annen side kan denne mekanismen spille en viktig rolle i dannelsen av brune dverger .
Den endelige spredningen av de protoplanetære platene vil bli produsert av en rekke forskjellige mekanismer. Den sentrale delen av platen blir enten akkretert av stjernen eller avvist av de bipolare strålene, og den ytre delen kan fordampe under den kraftige UV- strålingen til stjernen i T Tauri-fasen eller av andre omkringliggende stjerner. Gass i den sentrale delen kan enten akkretreres eller avvises av voksende planeter, da små støvpartikler kastes ut av strålingstrykket fra stjernen i sentrum. Det som er igjen på slutten er enten et planetarisk system, en rest av en disk, eller støv uten en planet, eller ingenting i det hele tatt, hvis det ikke har skjedd å danne planetesimals. Fordi planetesimaler er til stede i så stort antall, og spenner over den protoplanetære disken, overlever noen få dannelsen av planetariske systemer. Det antas altså at asteroider er restene av planetesimals, som gradvis knuses sammen i mindre biter, mens kometer vanligvis er planetesimals som kommer fra de ytterste delene av planetsystemet.
De meteoritter er eksempler på planetesimaler som har nådd overflaten av en planet, og inneholder en stor mengde av informasjon om Solar System. Meteoritter av mer primitive typer er biter av planetesimaler med lav masse, der ingen termisk differensiering har funnet sted, mens meteoritter som har gått gjennom denne prosessen er biter av massive planetesimals som har ødelagt seg selv.
I følge solnebelskivemodellen dannes steinete planeter i den indre delen av den protoplanetære skiven, inne i islinjen , hvor temperaturen er høy nok til å forhindre kondensering av vannis og andre stoffer i form av korn. Dette resulterer i koagulering av rent steinete korn og senere dannelse av steinete planetesimals. Slike forhold ville eksistere i de indre delene (3 til 4 AU) av stjerneskiver av soltyper.
Etter at små planetesimals har dannet seg (ca. 1 km i diameter), begynner eksponentiell tilvekst ( hjerteakkresjon ). Vi snakker av eksponensiell ansamling på grunn veksthastigheten av massen er proporsjonal med R 4 ~ M 4/3 , hvor R og M er radien og massen av formlegemet. Siden utvidelseshastigheten øker med massen, vil systemet fremme utviklingen av større kropper enn mindre. Eksponensiell tilvekst varer mellom 10 000 og 100 000 år og slutter når de største kroppene overstiger omtrent 1000 km i diameter. Senking av tilvinning ville være forårsaket av gravitasjonsforstyrrelser av større kropper på de gjenværende planetesimalene. I tillegg hemmer påvirkningen fra større kropper veksten av mindre kropper ytterligere.
Den neste fasen er "oligarkisk tilvekst". Det er preget av dominansen til flere hundre av disse større kroppene - oligarker - som fortsetter å sakte "monopolisere" planetesimalene. Ingen andre organer enn oligarkene kan da vokse. På dette punkt, er den tilveksthastigheten proporsjonal med R 2 , som kommer fra den tverrsnittet av en oligarch. Det spesifikke tilvekstforholdet er proporsjonalt med M −1/3 og faller med kroppsmasse. Dette gjør at mindre oligarker kan ta igjen de større. De holdes i en avstand på omtrent 10 • H r ( H r = a (1-e) (M / 3 M s ) 1/3 av radien av Hill sfære , hvor det halvakse , er l ' orbital eksentrisitet og er massen til den sentrale stjernen) fra hverandre ved innflytelse fra de gjenværende planetesimalene. Deres orbital eksentrisiteter og tilbøyeligheter er fortsatt små.
Oligarkene fortsetter å øke til planetesimalene er brukt opp i nærheten av disken. Noen ganger kan oligarker som er nær hverandre konsolidere. Den endelige massen til en oligark kan avhenge av avstanden fra stjernen og tettheten av overflaten til planetesimalene. Det kalles isolasjonsmasse. For steinete planeter, snakker vi om mer enn 0,1 M ☉ , eller en Martian masse . Sluttresultatet av dette oligarkiske stadiet er dannelsen av rundt 100 objekter med en masse som svinger mellom månens og Mars ; jevnt fordelt planetariske embryoer på ca 10 • H r . Disse embryoene antas å ligge i "hull" i platen og er atskilt med ringer av gjenværende planetesimaler. Denne fasen anslås å vare i noen tusen år.
Den siste etappen i dannelsen av steinete planeter er 'fusion scenen', som begynner når kun et lite antall planetesimaler forbli og embryoene blir massive nok til å forstyrre hverandre, forårsaker dem til å falle fra hverandre. Banene å bli kaotisk . I løpet av dette stadiet driver embryoene ut de gjenværende planetesimalene, og kolliderer med hverandre. Resultatet av denne prosessen, som varer mellom 10 og 100 millioner år, er dannelsen av et begrenset antall jordstørrelser. Flere simuleringer viser at antall overlevende planeter i gjennomsnitt er 2 til 5. I solsystemet kan de representeres av jorden og Venus . Dannelsen av hver av disse planetene ville ha krevd fusjon av omtrent 10 til 20 embryoer, mens et like stort antall av dem ville blitt kastet ut fra solsystemet. Noen av disse embryoene, som har sitt utspring i asteroidebeltet , antas å ha ført vann til jorden. Mars og Merkur kan sees på som embryoer som har overlevd denne "rivaliseringen". Stenete planeter, som har slått seg sammen, stabiliserer seg til slutt i mer eller mindre stabile baner, og det er grunnen til at planetesystemer vanligvis fylles til sin grense, eller med andre ord hvorfor de alltid ser ut til å være på grensen til ustabilitet.
Dannelsen av gigantiske planeter er et stort uløst problem innen planetologi . I strukturen til solnebulmodellen er det to teorier som forklarer dannelsen. Den første er den fra "diskinstabilitetsmodellen", der gigantiske planeter dannes i massive protoplanetære skiver, resultatet av gravitasjonsfragmenteringen av disken. Den andre muligheten er den for "nucleus accretion model", også kjent som "nucleated instability model". Det andre scenariet anses å være det mest sannsynlige og mest lovende, fordi det kan forklare dannelsen av gigantiske planeter i en situasjon med skiver med relativt lave masser (mindre enn 0,1 M ☉ ).
I denne modellen er dannelsen av gigantiske planeter delt inn i to trinn:
1) tilveksten av en kjerne på ca. 10 M ☉ og
2) tilveksten av gass fra den protoplanetære skiven.
Enten av metodene kan også føre til dannelsen av brune dverger . Studier som dateres tilbake til 2011 har vist at tilgrensningskjernen sannsynligvis er den dominerende mekanismen for dannelse. Det antas at dannelsen av kjerner av gigantiske planeter skjer på en måte som ligner på jordiske planeter. Det begynner med planetesimaler som går gjennom en fase med eksponentiell vekst etterfulgt av en langsommere oligarkisk fase.
Hypotesen forutsier ikke et fusjonsstadium på grunn av den lave sannsynligheten for kollisjon mellom planetembryoer i den ytre delen av planetsystemet. En annen forskjell fra dannelsen av terrestriske planeter gjelder sammensetningen av planetesimaler, som i tilfelle gigantiske planeter er utenfor islinjen og for det meste består av is. Så forholdet mellom is og stein er omtrent 4 til 1. Dette firedobler massen til planetesimalene, som blir for stor for modellene. Foreslåtte løsninger omfatter større plate masse - en 10-gangers økning ville nok, migrering av protoplanetene, som tillater embryoer å slå sammen flere planetesimaler, eller økt tilvekst på grunn av gassluftmotstand. I de gassformige konvolutter av embryoene. Løsningen kan også være en kombinasjon av de tidligere hypotesene, som kan forklare dannelsen av kjerner av gassgiganter som Jupiter og muligens til og med Saturn .
Dannelsen av planeter som Uranus og Neptun er mer problematisk, fordi ingen teori kan gi en forklaring på in situ- dannelsen av deres kjerne 20-30 AU fra stjernen. En hypotese er at de til å begynne med gikk opp i regionen Saturn - Jupiter , og deretter migrerte til deres nåværende beliggenhet. Når kjernen deres nådde en tilstrekkelig masse (5 til 10 M ⊕ ), begynte de å samle gass fra den omkringliggende skiven. Opprinnelig er det en langsom prosess som øker massen til kjernen til mer enn 30 M⊕ på noen få millioner år. Etterpå akselerasjonsgraden akselererer betydelig, og 90% av den gjenværende massen akkumuleres på 10 000 år. Tilsetting av gass stopper når kilden til platen er oppbrukt. Denne prosessen skjer gradvis på grunn av dannelsen av tetthetsavvik i protoplanetarisk plate. I denne modellen er isgigantene - Uranus og Neptun - strandede kjerner som startet tilveksten for sent da nesten all gassen allerede var borte. Fasen etter eksponentiell gasstilvinning er preget av migrasjonen av de nydannede gigantene og den fortsatte langsomme gasstilgangen. Migrasjon vil være forårsaket av samspillet mellom planeten som bor i "hullet" og resten av disken. Den stopper når den protoplanetære disken forsvinner eller når enden på disken er nådd. Sistnevnte tilfelle tilsvarer de varme Jupiters , som sannsynligvis stoppet migrasjonen deres da de nådde det "indre hullet" på den protoplanetære disken.
De gigantiske planetene kan påvirke dannelsen av jordiske planeter betydelig . Tilstedeværelsen av giganter tendens til å øke bane eksentrisiteter og helninger (se kozai-mekanismen ) av planetesimaler og embryoer i området ved telluriske planeter (mindre enn 4 AU fra solen). Hvis gigantene dannes for tidlig, kan de bremse og til og med forhindre tilveksten av planeter inne i disken. Hvis de dannes mot slutten av den oligarkiske fasen, slik det ville ha skjedd i solsystemet, påvirker de sammensmeltingen av planetariske embryoer, noe som gjør dem mer voldelige, noe som vil resultere i en økning i antall og massetelluriske planeter. I tillegg ville størrelsen på systemet være mindre, fordi de jordbaserte planetene dannes nærmere stjernen. Til tross for dette anses innflytelsen fra de gigantiske planetene i solsystemet, og særlig Jupiter, å være begrenset, fordi de er relativt langt fra de jordiske planetene.
Regionene ved siden av de gigantiske planetene i planetsystemet vil bli påvirket på forskjellige måter. I disse regionene kan eksentrisitetene til embryoene bli så store at embryoene kan passere nær en gigantisk planet og bli kastet ut av systemet. Hvis alle embryoene blir utvist, vil ingen planet kunne dannes i denne regionen. En ytterligere konsekvens er at et veldig stort antall små planetesimals vil forbli, fordi gigantene ikke klarer å "rense" dem alle uten hjelp fra embryoene. Den totale gjenværende massen til planetesimalene vil være liten, fordi den kumulative virkningen av preutkastede embryoer og gigantiske planeter fortsatt vil være stor nok til å fjerne 99% av de små kroppene. En slik region vil etter hvert utvikle seg til et asteroide belte , som er en perfekt analog til vårt solsystems asteroide belte, som ligger mellom 2 og 4 AU fra solen.
Bruken av begrepet tilvekstdisk for den protoplanetære disken fører til forveksling med den planetariske tilvekstprosessen . Den protoplanetære platen blir noen ganger betraktet som en akkretjonsplate, fordi den unge T-typen protostjerne Tauri fortsatt kontraherer. Gassformig materiale kan fortsatt klumpe seg sammen og akkumuleres på overflaten fra skivens indre grense. I en akkretjonsskive er det en netto massestrøm fra en større radius til en mindre radius.
Dette skal ikke forveksles med prosessen med akkresjon, som er en komponent i dannelsen av planetene. Akkresjon refererer i denne sammenheng til prosessen der de avkjølte støv- og iskornene, som kretser rundt protostjernen i den protoplanetære platen, smelter sammen og holder sammen og gradvis vokser, til - og inkluderer - kollisjoner med høyt energiinnhold mellom store planetesimaler. I tillegg hadde de gigantiske planetene sannsynligvis egne tilvinningsskiver, i første forstand av ordet.
: dokument brukt som kilde til denne artikkelen.