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.

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