Hoppa till innehållet
Hem

Solsystemets uppkomst och efterföljande utveckling

Samlad översikt av hur solsystemet bildades, dess huvudfaser, planeternas uppkomst, ursprung av tunga grundämnen och senare utveckling, med viktiga processer och särskilda fakta.

Författare: Skapad: Uppdaterad:

Solsystemets uppkomst förklarar hur solen och de planeter, månar, asteroider och kometer som kretsar runt den bildades och förändrats sedan dess födelse för ungefär 4,6 miljarder år sedan. Den moderna förklaringen bygger på en kombination av observationer av unga stjärnsystem, fysikaliska principer och mätningar av meteoritmaterial. Huvudidéerna handlar om gravitationell kollaps, bevarande av rörelsemängdsmoment, bildandet av en roterande skiva och efterföljande ackretion av mindre korn till större kroppar.

Bildgalleri

10 Bilder
M42proplyds
simple.wikipedia.org · Public domain

Bildningsprocessen – från moln till stjärna och skiva

Processen inleds i en tät del av ett molekylmoln där gravitationen får gas och stoft att kollapsa. När materialet faller in ökar densiteten och temperaturen i centrum tills kärnreaktioner startar och en protostjärna tänds – vår sol. Samtidigt gör bevarandet av vinkelmoment att en platt, roterande protoplanetär skiva bildas runt den unga stjärnan. Denna skiva består av gas (främst väte och helium) och dammpartiklar som kan kittla samman genom kollisioner och elektrostatiska krafter och bilda större kroppar, så kallade planetesimaler. Genom upprepade sammanslagningar växer dessa vidare till protoplaneter och så småningom till de planeter vi ser idag. Förloppet från skiva till ett stabilt planetsystem kan ta ett par till flera tiotals miljoner år beroende på omständigheterna.

Planeter, material och skillnader

Inom det inre varmare området av skivan kondenserade tunga material som silikater och metaller, vilket lade grunden till de jordlika planeterna (Merkurius, Venus, jorden, Mars) och många mindre kroppar. Längre ut, där temperaturen var lägre, kunde stora mängder ices och gas fångas in och bilda massiva gas- och ismassa-planeter som Jupiter och Saturnus, och de något mindre isjättarna Uranus och Neptunus. Gasjättarna tros ha bildats genom att först få ett fast kärnkomplex av sten och is som därefter lockade till sig stora gaskalor innan skivans gas försvann. Meteoriter och analys av planetariskt material visar att systemet innehåller element som skapats i tidigare generationer av stjärnor, vilket förklarar förekomsten av tyngre grundämnen.

Tunga grundämnen och tidigare stjärnors roll

De grundämnen tyngre än väte och helium – kol, syre, järn och många andra – måste ha skapats i tidigare stjärnors inre eller i deras explosiva slutstadier. Supernovor och vindar från massiva stjärnor berikade det interstellära molnet med dessa material innan det kollapsade till det solsystem vi har i dag. Analys av isotopiska fördelningar i meteoriter ger stöd åt att explosioner i närheten kan ha påverkat och delvis utlöste kollapsen av det ursprungliga molnet.

Tidslinje och senare evolution

Efter de första tiotals miljoner åren av kraftig bildning och kollisioner fortsatte solsystemet att utvecklas genom gravitationella omkastningar, kollisioner och inbromsning av resterande gas. I jordens område slutfördes bildandet av de största kropparna tidigt, men bombardemang från kvarvarande småkroppar fortsatte och påverkade ytor och atmosfärer. Det finns tecken på en period av intensiv kollisionstid tidigt i solsystemets historia som formade många ytfunktioner både på planeter och månar. Under de följande miljarder åren har solen långsamt förändrats, vilket påverkar klimatet på de inre planeternas ytor och leder till långsam evolution av atmosfärer och ytskikt.

Betydelse, bevis och särskilda fakta

  • Meteoriternas sammansättning och radiometriska datering ger viktig information om tiderna för bildning och senare händelser.
  • Observationer av unga stjärnor med diskar i olika utvecklingsstadier hjälper forskare att testa och förfina teorier om planetbildning.
  • Vinkelmomentfördelningen i solsystemet förklarar varför planeterna ligger i ungefär samma plan och roterar åt samma håll som solen.
  • Den kemiska skillnaden mellan solen (dominerad av väte och helium) och planeterna (som innehåller tyngre element) speglar de fysiska processerna under kondensation och ackretion.

Källor och vidare läsning

En konstnärlig bild av den nebulosa som startade solsystemet.  
En konstnärlig bild av den nebulosa som startade solsystemet.  

Idéns historia

Nebularhypotesen, som den kallades, utarbetades först på 1700-talet. Tre män arbetade med den:

Swedenborg hade först idén, och Kant utvecklade den till en riktig teori. År 1755 publicerade Kant sin Universal natural history and theory of the heavens (på tyska, förstås). Han hävdade att gasmoln, nebulosor, långsamt roterar, gradvis kollapsar och plattas ut på grund av gravitationen. De bildar så småningom stjärnor och planeter.

Under tiden utvecklades en liknande modell oberoende av varandra och föreslogs 1796 av Laplace i sin Exposition du systeme du monde. Han trodde att solen ursprungligen hade en utsträckt varm atmosfär över hela solsystemets volym. Hans teori hade en sammandragande och avkylande protosolär nebulosa. När denna svalnade och drog ihop sig blev den plattare och snurrade snabbare och kastade av sig (eller släppte ut) en rad gasformiga ringar av material, och enligt honom kondenserades planeterna ur detta material. Hans modell liknade Kants, fast mer detaljerad och i mindre skala. Tyvärr fanns det ett problem med Laplaces version. Huvudproblemet var fördelningen av vinkelmomentet mellan solen och planeterna. Planeterna har 99 % av vinkelmomentet, och detta faktum kunde inte förklaras av nebulära modellen. Det dröjde ganska länge innan man förstod detta.

Den sovjetiska astronomen Victor Safronov är upphovsmannen till den moderna, allmänt accepterade teorin om planeters bildning - modellen med solnebulära skivor (SNDM). Hans bok Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets, som översattes till engelska 1972, fick stor effekt. I denna bok formulerades nästan alla större problem i planetbildningsprocessen och några av dem löstes. Safronovs idéer utvecklades vidare. Det finns fortfarande en hel del aspekter av solsystemet som behöver förklaras.

Även om SNDM ursprungligen bara gällde vårt eget solsystem anses SNDM nu vara det vanliga sättet att bilda stjärnor i hela universum. I augusti 2017 hade över 3000 extrasolära planeter upptäckts i vår galax.


 

Meteoriter som ledtrådar till datum

Enligt nebulära hypotesen bildades solsystemet genom gravitationskollaps av ett fragment av ett jättelikt molekylmoln. Molnet var ungefär 20 parsec (65 ljusår) stort, medan fragmenten var ungefär 1 parsec (tre och ett kvarts ljusår) stora.

På grund av bevarandet av vinkelmomentet snurrade nebulosan snabbare när den kollapsade. När materialet i nebulosan kondenserades började atomerna i den kollidera med ökande frekvens och omvandlade sin rörelseenergi till värme. Centrum, där den största delen av massan samlades, blev allt varmare än den omgivande skivan. Under cirka 100 000 år bildades en varm, tät protostjärna i centrum.

De äldsta inneslutningar som hittats i meteoriter kan vara det första fasta material som bildades i den presolära nebulosan. De är 4568,2 miljoner år gamla. Detta är en definition av solsystemets ålder.



 
Hubble-bild av protoplanetära skivor i Orionnebulosan, en ljusår bred "stjärnkammare" som troligen är mycket lik den primordiala nebulosa ur vilken solen bildades.  
Hubble-bild av protoplanetära skivor i Orionnebulosan, en ljusår bred "stjärnkammare" som troligen är mycket lik den primordiala nebulosa ur vilken solen bildades.  

Frågor och svar

F: Vad är nebulära teorin?

S: Nebulära teorin är en process genom vilken solsystem skapas. Den förklarar hur ett stort gasmoln i ett område i rymden kan dras samman av gravitationen och så småningom bilda en stjärna som solen och planeter.

F: Hur får solen sin energi?

S: Solen får sin energi genom att omvandla väte till helium genom en fusionsreaktion i solens kärna, varvid värme, ljus och andra former av elektromagnetisk strålning frigörs.

Fråga: Vad får planeterna att snurra runt sin egen axel?

Svar: Det ursprungliga gasmolnet hade olika täthet på olika ställen, vilket gjorde att det snurrade runt solen och varje planets egen axel. Detta snurrande ökade på grund av sammandragning under gravitationen (energihushållning) och bevarandet av vridmomentet.

Fråga: Varifrån kommer alla grundämnen som utgör jordiska planeter, månar, asteroider etc.?

Svar: Alla grundämnen utom väte och helium kommer från tidigare generationer av stjärnor som exploderade för miljarder år sedan nära vårt unga solsystem - dessa enorma supernovor producerade högre grundämnen.

F: Varför genomgår stora stjärnor sin livscykel mycket snabbare än mindre stjärnor?

Svar: Stora stjärnor har ännu högre tryck och temperaturer inuti sig jämfört med en genomsnittlig huvudsekvensstjärna som solen - detta gör att de genomgår sin livscykel mycket snabbare än mindre stjärnor.

F: Vad orsakade bildandet av vårt solsystem för cirka 4,6 miljarder år sedan?

S: För ungefär 4,6 miljarder år sedan fanns det ett stort gasmoln i närheten av vårt område i rymden - alla saker med massa dras mot varandra, så detta drog all gas mot centrum tills det nådde tillräckligt högt tryck för att väteatomer skulle smälta samman till helium, vilket var början på vår stjärna som vi känner till som solen.

Relaterade artiklar

Författare

AlegsaOnline.com Solsystemets uppkomst och efterföljande utveckling

URL: https://sv.alegsaonline.com/art/35680

Dela

Källor