Juba ammustest aegadest on inimesed otsinud vastust, kuidas universum loodi. Kuid alles viimase paari sajandi jooksul koos teadusliku revolutsiooniga on valdavad teooriad olnud oma olemuselt empiirilised. Just sel ajal, 16. – 18. Sajandil, astronoomid ja füüsikud hakkasid vormistama tõenduspõhiseid selgitusi selle kohta, kuidas meie päike, planeedid ja universum alguse said.
Kui rääkida meie päikesesüsteemist, siis on kõige laialdasemalt aktsepteeritud vaade tuntud kui Nebular Hüpotees. Sisuliselt väidab see teooria, et Päike, planeedid ja kõik muud päikesesüsteemi objektid moodustusid udustest materjalidest miljardeid aastaid tagasi. Algselt päikesesüsteemi päritolu selgitamiseks pakuti sellest teooriast laialdaselt aktsepteeritud vaade sellele, kuidas kõik tähesüsteemid tekkisid.
Nebulaarse hüpotees:
Selle teooria kohaselt algas Päike ja kõik meie Päikesesüsteemi planeedid hiiglasliku molekulaarse gaasi ja tolmu pilvena. Siis, umbes 4,57 miljardit aastat tagasi, juhtus midagi, mis põhjustas pilve varisemise. See võis olla mööduva tähe või supernoovast pärit lööklainete tagajärg, kuid lõpptulemuseks oli gravitatsiooniline kokkuvarisemine pilve keskel.
Sellest kokkuvarisemisest hakkasid tolmu- ja gaasitaskud kogunema tihedamatesse piirkondadesse. Kuna tihedamad piirkonnad tõmbasid üha enam ainet sisse, põhjustas hoo säilivus selle pöörlemise, suurenev rõhk aga soojenes. Suurem osa materjalist päädis keskpunkti kuuliga, ülejäänud materjal lagunes kettaks, mis selle ümber tiirles. Sel ajal kui kuuli keskel moodustas Päike, moodustas ülejäänud materjal protoplanetaarseks kettaks.
Sellest kettast akretsiooni teel moodustunud planeedid, milles tolm ja gaas gravitatsioonisid kokku ja ühinesid järjest suuremate kehade moodustamiseks. Kõrgemate keemistemperatuuride tõttu võisid Päikesest lähemal tahkemal kujul esineda ainult metallid ja silikaadid ning need moodustavad lõpuks Merkuuri, Veenuse, Maa ja Marsi maapealsed planeedid. Kuna metallilised elemendid moodustasid vaid väga väikese osa päikese udust, ei saanud maapealsed planeedid suureks kasvada.
Seevastu hiiglaslikud planeedid (Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun) moodustusid Marsi ja Jupiteri orbiitide vahelisest punktist kaugemal, kus materjal on piisavalt jahe, et lenduvad jäised ühendid püsiksid tahkes (s.o külmumisjoon). Jääd, mis moodustasid need planeedid, olid rikkalikumad kui metallid ja silikaadid, mis moodustasid maapealsed siseplaneedid, võimaldades neil kasvada piisavalt massiliseks, et haarata suuri vesiniku ja heeliumi atmosfääre. Ülejäänud praht, mis kunagi planeetideks ei muutunud, kogunes sellistes piirkondades nagu asteroidi vöö, Kuiperi vöö ja Oorti pilv.
50 miljoni aasta jooksul muutus vesiniku rõhk ja tihedus protostari keskel piisavalt suureks, et see saaks alustada termotuumasünteesi. Temperatuur, reaktsioonikiirus, rõhk ja tihedus tõusid, kuni saavutati hüdrostaatiline tasakaal. Sel hetkel sai Päikesest põhijärjestuse täht. Päikeseline päikesetuul lõi heliosfääri ja pühkis protoplanetaarselt kettalt järelejäänud gaasi ja tolmu tähtedevahelise ruumi, lõpetades planeetide moodustumise protsessi.
Nebulaarse hüpoteesi ajalugu:
Idee, et Päikesesüsteem pärineb udust, pakkus esmakordselt välja 1734. aastal Rootsi teadlane ja teoloog Emanual Swedenborg. Imborguel Kant, kes oli tuttav Swedenborgi tööga, arendas teooriat edasi ja avaldas selle oma teoses Taeva universaalne looduslugu ja teooria(1755). Selles traktaadis väitis ta, et gaasilised pilved (udud) pöörlevad aeglaselt, järk-järgult kokku kukkudes ja lagunevad raskusjõu mõjul ning moodustavad tähed ja planeedid.
Sarnast, kuid väiksemat ja üksikasjalikumat mudelit pakkus oma traktaadis välja Pierre-Simon Laplace Ekspositsioon du süsteemi du monde (Maailmasüsteemi ekspositsioon), mille ta avaldas 1796. aastal. Laplace arvas, et Päikesel oli kogu Päikesesüsteemis algselt laiendatud kuum atmosfäär ning see “protostaripilv” jahtus ja vähenes. Pilve kiiremini pöörledes viskas see välja materjali, mis lõpuks kondenseerus, moodustades planeedid.
Laplacani udumudel võeti 19. sajandil laialdaselt kasutusele, kuid sellel oli mõned üsna tugevad raskused. Peamine probleem oli Päikese ja planeetide vahelise nurkkiiruse jaotus, mida udumudel ei suutnud selgitada. Lisaks kinnitas Šoti teadlane James Clerk Maxwell (1831 - 1879), et rõnga sisemise ja välimise osa erinevad pöörlemiskiirused ei võimalda materjali kondenseerumist.
Selle lükkas tagasi ka astronoom sir David Brewster (1781 - 1868), kes väitis, et:
Nebulaarse teooriasse uskujad peavad kindlalt seda, et meie Maa on oma tahke aine ja atmosfääri tuvastanud Päikese atmosfääri paisatud rõngast, mis hiljem koondub tahkeks maasfääriks, kust Kuu sellesama poolt välja viskas protsess ... [Sellise vaate korral] Kuu peab tingimata kandma vett ja õhku Maa vesistest ja õhust eraldatud osadest ning sellel peab olema atmosfäär. "
20. sajandi alguseks oli Laplacianuse mudel soosingust välja langenud, mis ajendas teadlasi otsima uusi teooriaid. Kuid alles 1970. aastatel tekkis nebulaarse hüpoteesi kaasaegne ja kõige laialdasemalt aktsepteeritud variant - päikese nebular ketta mudel (SNDM). Selle eest saab tunnustust Nõukogude astronoom Victor Safronov ja tema raamat Protoplanetaarse pilve evolutsioon ning Maa ja planeetide moodustumine (1972). Selles raamatus sõnastati peaaegu kõik planeetide moodustumise peamised probleemid ja paljud neist lahendati.
Näiteks SNDM-i mudel on olnud edukas noorte täheobjektide ümber tekkivate ketaste ilmumise selgitamisel. Mitmed simulatsioonid on näidanud ka seda, et materjali kogunemine nendesse ketastesse põhjustab mõne Maa suuruse keha moodustumist. Seega peetakse maapealsete planeetide päritolu nüüd peaaegu lahendatud probleemiks.
Kuigi SNDMi rakendati algselt ainult päikesesüsteemi jaoks, arvasid teoreetikud, et SNDM töötab kogu universumis ja seda on kasutatud paljude meie galaktikas avastatud eksoplaneetide moodustumise selgitamiseks.
Probleemid:
Kuigi udukogu teooria on laialt aktsepteeritud, on sellega siiski probleeme, mida astronoomid pole suutnud lahendada. Näiteks on probleem kallutatud telgedel. Nebulilise teooria kohaselt peaksid kõik tähe ümber olevad planeedid olema ekliptika suhtes kallutatud samamoodi. Kuid nagu me oleme teada saanud, on sise- ja välisplaneetidel kardinaalselt erinevad telgjooned.
Kui siseplaneedid ulatuvad peaaegu 0-kraadise kaldenurgani, siis teised (nagu Maa ja Marss) on märkimisväärselt kallutatud (vastavalt 23,4 ° ja 25 °), kuid väliste planeetide kalded ulatuvad Jupiteri väikseimast kallutusest 3,13 ° kuni Saturni ja Neptuuni rohkem väljendunud kallutused (26,73 ° ja 28,32 °) Uraani äärmiseks kallutuseks 97,77 °, mille poolused on järjekindlalt suunatud Päikese poole.
Samuti on ekstrasolaarsete planeetide uurimine võimaldanud teadlastel märgata ebakorrapärasusi, mis seavad kahtluse alla nebulaarse hüpoteesi. Mõned neist ebakorrapärasustest on seotud "kuumade Jupiteritega", mis tiirlevad tihedalt nende tähe all vaid mõnepäevase pikkusega. Astronoomid on kohandanud nebulaarset hüpoteesi, et võtta arvesse mõnda neist probleemidest, kuid peavad veel lahendama kõiki kõrvalisi küsimusi.
Paraku tundub, et kõige raskem on vastata küsimustele, mis on seotud päritoluga. Kui me arvame, et meil on rahuldav selgitus, jäävad alles need tülikad probleemid, mille lahendamiseks seda lihtsalt ei saa. Praeguste tähtede ja planeetide kujunemise mudelite ning meie Universumi sünni vahel oleme siiski jõudnud kaugele. Kui õpime lähemalt tundma naabruses asuvaid tähesüsteeme ja uurime rohkem kosmust, küpsevad meie mudelid tõenäoliselt veelgi.
Oleme kirjutanud palju artikleid Päikesesüsteemi kohta siin ajakirjas Space. Siin on päikesesüsteem, kas meie päikesesüsteem sai alguse väikese pauguga? Ja mis oli siin enne päikesesüsteemi?
Lisateabe saamiseks uurige kindlasti Päikesesüsteemi päritolu ja seda, kuidas Päike ja planeedid moodustasid.
Astronoomiaosatäitjate teemal on ka episood - Episood 12: Kust tulevad beebitähed?
