Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego to nazwa pomysłów na to, jak powstał Układ Słoneczny i jak będzie się on dalej zmieniał. Przyjęta idea polega na tym, że 4,6 miliarda lat temu w naszym rejonie przestrzeni kosmicznej znajdowała się bardzo duża chmura gazu, znana jako mgławica. Wszystkie rzeczy z masą zbiegają się lub grawitują ku sobie. To przyciągnęło cały gaz w kierunku centrum. W końcu ciśnienie w centrum podniosło temperaturę, tak że atomy wodoru stopiły się ze sobą, tworząc hel. Proces, w którym powstają układy słoneczne, nazywany jest teorią mgławicową.

Obrót planet wokół Słońca, a każda z nich wokół własnej osi, był najpierw spowodowany przez pierwotną chmurę gazu o różnej gęstości w różnych miejscach. Wirowanie wzrosło z powodu skurczu pod wpływem grawitacji (oszczędność energii). Podobnie jak płaskość kształtu układu słonecznego. W miarę postępującego załamania, zachowanie pędu kątowego oznacza przyspieszenie obrotu. Zapobiega to w znacznym stopniu bezpośredniemu przedostawaniu się (przemieszczaniu) gazu do centralnego rdzenia. Gaz zmuszony jest do rozprzestrzenienia się na zewnątrz w pobliżu swojej płaszczyzny równikowej, tworząc dysk, który z kolei przylega do rdzenia.

Grawitacja spowodowała, że atomy w Słońcu stały się bardzo blisko siebie. Cała ta energia w końcu uczyniła naszą gwiazdę: Słońce. Resztki gazu trafiły głównie do gazowych gigantów, znanych również jako planety Jovian. Skała i pył wyleciały na planety lądowe, ich księżyce, asteroidy i wszystkie inne obiekty w Układzie Słonecznym.

Ze względu na ogromną masę Słońca (99,86% całej masy układu słonecznego), miało ono bardzo silną grawitację. Siła odśrodkowa planet krążących wokół Słońca równoważy grawitacyjne przyciąganie Słońca. Ogromna gęstość w jego jądrze powoduje reakcję fuzji, która zamienia wodór w hel z promieniowaniem cieplnym, lekkim i innymi formami promieniowania elektromagnetycznego.

Następna kwestia to: jeśli Słońce zamienia wodór w hel, to skąd biorą się wszystkie inne pierwiastki? Jest tylko jedna możliwa odpowiedź: te wyższe pierwiastki pochodzą z wcześniejszych generacji gwiazd. Ogromne supernowy, które wybuchły miliardy lat temu w sąsiedztwie młodego Układu Słonecznego, wytworzyły wyższe pierwiastki. Ogromne gwiazdy przechodzą przez swój cykl życiowy znacznie szybciej niż mniejsze gwiazdy. Jest to spowodowane jeszcze wyższymi ciśnieniami i temperaturami w ich wnętrzu w porównaniu z przeciętną główną gwiazdą sekwencyjną, taką jak Słońce.

Zarys teorii mgławicowej — precyzyjniejsze wyjaśnienie

Współczesna wersja teorii mgławicowej opisuje, że Układ Słoneczny powstał z zapadającej się, chłodnej i gęstej chmury międzygwiazdowej (chmury molekularnej). Skurcz takiej chmury może zostać wywołany przez zewnętrzne zdarzenia — np. falę uderzeniową po wybuchu supernowej lub przez oddziaływania grawitacyjne z pobliskimi obiektami. W miarę zapadania się rośnie gęstość i temperatura w jądrze chmury, tworząc protogwiazdę otoczoną rotującym dyskiem protoplanetarnym.

Etapy formowania Słońca i dysku protoplanetarnego

Kolaps grawitacyjny: fragment chmury przekracza tzw. masę Jeans’a i zapada się, przyspieszając rotację z powodu zachowania pędu kątowego.
Protogwiazda i dysk: materia osiada na centralnym obiekcie (protogwieździe) i na płaskim dysku wokół niego. Dysk jest miejscem powstawania planet.
Zapłon fuzji: gdy centralne ciśnienie i temperatura osiągną wystarczające wartości (~10 milionów K), rozpoczyna się trwała fuzja jąder wodoru, co przekształca protogwiazdę w gwiazdę głównego ciągu — nasze Słońce.
Usuwanie gazu: fale promieniowania i wiatr gwiazdowy młodej gwiazdy wypychają resztki gazu z dysku — proces ten ogranicza czas dostępny na formowanie gazowych olbrzymów (zwykle kilka milionów lat).

Powstawanie planet — od pyłu do planet

W dysku protoplanetarnym drobny pył zlepia się i rośnie w większe ziarna, aż do tzw. planetozymali (kilometrowych ciał). Następnie przez zderzenia i akrecję te ciała tworzą protoplanety. Główne mechanizmy to:

Akrecja planetozymalna (core accretion): ciężkie jądra (kilka gramy do kilku mas Ziemi) rosną i — jeśli powstaną wystarczająco szybko poza linią zamarzania — przyciągają otaczający gaz, tworząc olbrzymy gazowe.
Niżowa wielkość i różnicowanie: planety skaliste powstają wewnątrz linii zamarzania, gdzie temperatura jest zbyt wysoka, by lotne substancje tworzyły lód; w wyniku grzania i zderzeń ciała te różnicują się: cięższe pierwiastki opadają do jądra, a lżejsze tworzą płaszcz i skorupę.
Wielkie zderzenia: typowo w późnych stadiach formowania dochodzi do kilkunastu gwałtownych kolizji — np. jedna z takich kolizji prawdopodobnie doprowadziła do powstania naszego Księżyca.

Skąd pochodzą cięższe pierwiastki?

Wodór i hel powstają w Wielkim Wybuchu i w trakcie fuzji w gwiazdach, ale pierwiastki cięższe niż hel (tzw. metale w astronomii) powstają w procesach jądrowych w gwiazdach i podczas końcowych stadiów ich ewolucji (m.in. w supernowych oraz w gwiazdach asymptotycznej gałęzi olbrzymów — AGB). Materia wyrzucona przez te gwiazdy wzbogaciła gaz międzygwiazdowy, z którego powstał nasz Układ Słoneczny.

Dowody i obserwacje wspierające teorię

Datowanie meteorytów: inkluzje kalcyjno-aluminiowe (CAIs) i inne składniki meteorytów dają wiek około 4,56 miliarda lat, co wskazuje na moment powstania Układu Słonecznego.
Obserwacje dysków protoplanetarnych: teleskopy (np. ALMA) rejestrują dyski gazowo-pyłowe wokół młodych gwiazd, z pierścieniami i szczelinami, które mogą odpowiadać formującym się planetom.
Skład chemiczny i izotopy: analiza składu planet, księżyców i meteorytów pozwala odczytać historię nagrzewania, różnicowania i mieszania materiału.
Egzoplanety: odkrycia tysięcy planet krążących wokół innych gwiazd pokazują dużą różnorodność systemów planetarnych oraz potwierdzają, że procesy formowania planet są powszechne.

Alternatywy i otwarte pytania

Chociaż model akrecji rdzeniowej jest szeroko akceptowany dla powstawania większości planet, istnieją alternatywy (np. disk instability — szybkie zapadanie się fragmentów dysku do postaci gazowych olbrzymów). Wciąż pozostają pytania: dokładne mechanizmy migracji planet, przyczyna potencjalnych bombardowań wczesnego Układu Słonecznego (np. tzw. Late Heavy Bombardment), czy szczegóły transportu lotnych zewnętrznych materiałów na Ziemię.

Przyszłość Układu Słonecznego

Słońce znajduje się obecnie na głównej sekwencji i pozostanie stabilne jeszcze około 5 miliardów lat. W końcu spali większość wodoru w jądrze, rozszerzy się do stadium czerwonego olbrzyma i może pochłonąć najbliższe planety wewnętrzne lub pozostawić je spalonymi. Ostatecznie Słońce zgubi swoje zewnętrzne warstwy i stanie się białym karłem; nasze zewnętrzne planety przetrwają, choć ich orbity ulegną zmianom wskutek utraty masy przez Słońce.

Podsumowanie

Teoria mgławicowa, uzupełniona o dzisiejsze obserwacje i modelowanie, daje spójny obraz narodzin Układu Słonecznego: zapadanie się zrotowanej chmury międzygwiazdowej, powstanie dysku protoplanetarnego, akrecja planetozymali i tworzenie planet, oraz wzbogacenie materiału przez wcześniejsze generacje gwiazd. Mimo to nauka nadal bada szczegóły — tempo powstawania gazowych olbrzymów, przyczyny migracji planet i dokładne mechanizmy dostarczania wody i związków organicznych na planety skaliste.

Artystyczna idea mgławicy, która zapoczątkowała Układ Słoneczny

Historia pomysłu

Hipoteza mgławicowa, jak ją nazywano, została po raz pierwszy wypracowana w XVIII wieku. Pracowało nad nią trzech mężczyzn:

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

Swedenborg najpierw wpadł na ten pomysł, a Kant rozwinął go do odpowiedniej teorii. W 1755 roku Kant opublikował swoją uniwersalną historię naturalną i teorię nieba (oczywiście w języku niemieckim). Twierdził, że gazowe chmury, mgławice, powoli się obracają, stopniowo rozpadają i spłaszczają pod wpływem grawitacji. Ostatecznie tworzą one gwiazdy i planety.

Tymczasem podobny model został opracowany samodzielnie i zaproponowany w 1796 roku przez Laplace'a. w jego Exposition du systeme du monde. Uważał on, że Słońce pierwotnie miało rozszerzoną gorącą atmosferę w całej objętości Układu Słonecznego. Jego teoria miała kurczącą się i chłodzącą mgławicę protosolarną. Gdy się ochładzała i kurczyła, spłaszczała się i obracała szybciej, wyrzucając (lub wyrzucając) serię gazowych pierścieni materiału; a według niego planety skraplały się z tego materiału. Jego model był podobny do Kanta, z wyjątkiem bardziej szczegółowego i w mniejszej skali. Niestety, pojawił się problem z wersją Laplace'a. Głównym problemem był kątowy rozkład pędu pomiędzy Słońcem a planetami. Planety mają 99% momentu pędu i tego faktu nie można było wytłumaczyć modelem mgławicowym. Minęło sporo czasu, zanim zostało to zrozumiane.

Narodziny nowoczesnej, powszechnie uznawanej teorii tworzenia się planet - modelu mgławicowego dysku słonecznego (SNDM) - zawdzięczamy sowieckiemu astronomowi Wiktorowi Safronowowi. Jego książka Ewolucja obłoku protoplanetarnego i tworzenie się Ziemi i planet, przetłumaczona na język angielski w 1972 r., odniosła duży skutek. W książce tej zostały sformułowane prawie wszystkie najważniejsze problemy procesu formowania się planet, a niektóre z nich zostały rozwiązane. Pomysły Safronowa były dalej rozwijane. Istnieje jeszcze sporo aspektów Układu Słonecznego, które wymagają wyjaśnienia.

Chociaż pierwotnie dotyczyło to tylko naszego własnego Układu Słonecznego, SNDM jest obecnie uważane za zwykły sposób tworzenia gwiazd w całym wszechświecie. Do sierpnia 2017 roku w naszej galaktyce odkryto ponad 3000 planetpozasłonecznych.

Pytania i odpowiedzi

P: Co to jest teoria mgławicowa?

O: Teoria mgławicowa to proces, w którym powstają układy słoneczne. Wyjaśnia ona, w jaki sposób duża chmura gazu w jakimś obszarze przestrzeni może zostać przyciągnięta przez grawitację, tworząc w końcu gwiazdę taką jak Słońce i planety.

P: Skąd Słońce czerpie swoją energię?

O: Słońce czerpie swoją energię z przemiany wodoru w hel w wyniku reakcji termojądrowej w jego jądrze, uwalniając ciepło, światło i inne formy promieniowania elektromagnetycznego.

P: Co powoduje, że planety obracają się wokół własnej osi?

O: Pierwotna chmura gazu miała różną gęstość w różnych miejscach, co powodowało jej obracanie się wokół Słońca i własnej osi każdej planety. To wirowanie zostało zwiększone w wyniku kurczenia się pod wpływem grawitacji (zachowanie energii) i zachowania momentu pędu.

P: Skąd pochodzą wszystkie pierwiastki, z których zbudowane są planety ziemskie, księżyce, asteroidy itp.

O: Wszystkie pierwiastki oprócz wodoru i helu pochodzą z wcześniejszych generacji gwiazd, które wybuchły miliardy lat temu w pobliżu naszego młodego Układu Słonecznego - te ogromne supernowe wytworzyły wyższe pierwiastki.

P: Dlaczego wielkie gwiazdy przechodzą przez swój cykl życia znacznie szybciej niż gwiazdy mniejsze?

O: Ogromne gwiazdy mają w swoim wnętrzu jeszcze wyższe ciśnienie i temperaturę w porównaniu z przeciętną gwiazdą ciągu głównego, taką jak Słońce - to powoduje, że ich cykl życia przebiega znacznie szybciej niż w przypadku mniejszych gwiazd.

P: Co spowodowało powstanie naszego Układu Słonecznego około 4,6 miliarda lat temu?

O: Około 4,6 miliarda lat temu w pobliżu naszego obszaru przestrzeni kosmicznej znajdowała się duża chmura gazu - wszystkie rzeczy o masie grawitują ku sobie, więc cały gaz był przyciągany do centrum, aż osiągnął wystarczająco wysokie ciśnienie, aby atomy wodoru połączyły się w hel, dając początek naszej gwieździe, którą znamy jako Słońce.