Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Hopp til innhold

Nebularhypotesen

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Artikkelen inngår i serien om

Stjernedannelse


Objektklasser

Interstellar materie
Molekylsky
Bok-kule
Mørk tåke
Ungt stjerneobjekt
Protostjerne
T Tauri-stjerne
Herbig-Ae/Be-stjerne
Herbig-Haro-objekt

Teoretiske konsepter

Opprinnelig massefunksjon
Jeans' ustabilitet
Kelvin-Helmholtz-mekanismen
Nebularhypotesen

v · d · r

Nebularhypotesen er innen kosmologien den mest aksepterte modellen som forklarer solsystemets opprinnelse og utvikling. Det er dokumentert at denne hypotesen først ble foreslått i 1734 av Emanuel Swedenborg.[1][2][3][a] Denne hypotesen ble opprinnelig bare brukt om vårt eget solsystem, men det antas at denne modellen er gjeldende i hele universet.[4] Den bredt aksepterte moderne varianten av nebularhypotesen er Solar Nebular Disk Model (SNDM) eller bare Solar Nebular Model.[5]

Ifølge nebularhypotesen, dannes stjerner i massive og kompakte skyer av molekylær hydrogen – gigantmolekylskyer (GMC). De er gravitasjonelt ustabile, og materien vokser sammen til mindre, tettere klumper innenfor skyen. Disse fortsetter så å kollapse og danner stjerner. Stjernedannelse er en kompleks prosess som alltid produserer protoplanetariske skiver av gass rundt de unge stjernene. Dette kan gi grunnlag for planeter under visse omstendigheter, men disse omstendighetene vet man ikke mye om. Derfor antas det at dannelsen av planetsystemer er en naturlig del av stjernedannelsen. En sollignende stjerne bruker vanligvis 100 millioner år på å dannes.[4]

Den protoplanetariske skiven er en akkresjonsskive som fortsetter å mate den sentrale stjernen. Skiven er i utgangspunktet svært varm, men avkjøles under det som er kjent som T Tauri-stjerne-fasen, hvor dannelsen av små støvkorn av steiner og iser er mulig. Støvkornene kan etter hvert samles til planetesimaler med størrelse på en kilometer. Hvis skiven er massiv nok, vil akkresjonen begynne og føre til en rask – 100 000–300 000 år – dannelse av planetembryo på størrelser som månen til Mars. Nær stjernen går embryoene gjennom en fase med voldsomme sammenslåinger som kan gi noen få legemer lignende terrestriske planeter. Den siste fasen tar rundt 100 millioner til en milliard år.[4]

Dannelsen av kjempeplaneter er en mer komplisert prosess. De antas å oppstå utenfor den såkalte snølinjen, hvor planetembryoer primært består av ulike væsker i isform. Som et resultat er de flere ganger så massive enn legemene i den indre delen av den protoplanetariske skiven. Hva som følger etter dannelsen av embryoene er ikke helt klart. Noen embryoer synes dog å fortsette å vokse til de når legemer på størrelse med 5–10 jordmasser – terskelverdien som er nødvendig for å starte akkresjon av hydrogen–helium-gass fra skiven.

Kjernens akkumulering av gass er i begynnelsen en sakte prosess som pågår i flere millioner år, men etter at protoplaneten når ca. 30 jordmasser, akselererer prosessen på en løpsk måte. Planeter som ligner på Jupiter og Saturn antas å akkumulere hoveddelen av massen i løpet av bare 10 000 år. Akkresjonen stopper når gassen er oppbrukt. De dannede planetene kan forflytte seg over lange avstander under eller etter dannelsen. Iskjempene som Uranus og Neptun antas å være mislykkede kjerner som ble dannet for sent, når skiven nesten hadde forsvunnet.[4]

Historie

[rediger | rediger kilde]

Der er dokumentert at nebularhypotesen først ble foreslått i 1734 av Emanuel Swedenborg.[2][3] Immanuel Kant, som var kjent med Swedenborgs arbeid, utviklet teorien videre i 1755.[5] Han argumenterte for at gassfylte skyer – stjernetåker – som roterer sakte, gradvis kollapser og flates ut på grunn av gravitasjon og at de til slutt daner stjerner og planeter. En lignende modell ble foreslått i av Pierre-Simon Laplace i 1796.[5] Den inneholdt en sammentrekkende og avkjølende protosolar sky – den protosolare tåken. Etterhvert som tåken trakk seg sammen, flatet den ut og spredte ringer av materialer som senere kollapset til planeter.[5] Laplaces modell var dominerende på 1800-tallet, men det var en rekke problemer den ikke kunne gi svar på. Hovedproblemet var drivmomentfordelingen mellom solen og planetene. Planetene har 99 % av drivmomentet, og det faktum kunne ikke forklares av nebularhypotesen.[5] Som et resultat ble denne teorien for planetdannelse i hovedsak oppgitt på begynnelsen av 1900-tallet.

Bortfallet av Laplaces modell stimulerte forskere til å finne erstatninger. I løpet av 1900-tallet ble det foreslått mange teorier, deriblant planetesimal-teorien til Thomas Chamberlin og Forest Moulton i 1901, tidevannsmodellen til James Jeans i 1917, akkresjonsmodellen til Otto Schmidt i 1944, protoplanet-teorien til William McCrea i 1906 og til slutt innfangingsteorien til Michael Woolfson.[5] I 1978 gjenopptok Andrew Prentice Laplaces opprinnelige ideer om planetdannelse og utviklet den moderne Laplace-teorien.[5] Ingen av disse forsøkene var helt vellykket, og mange av teoriene var beskrivende.

Starten på den moderne og bredt aksepterte teorien for planetdannelser – Solar Nebular Disk Model (SNDM) – kan spores tilbake til arbeidene til den sovjetiske astronomen Viktor Safronov.[6] Hans bok Evolutoion of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets[7], som ble oversatt til engelsk i 1972, var lenge en viktig påvirkning for hvordan vitenskapsmenn tenkte rundt dannelsen av planeter.[8] I denne boken ble nesten alle de store problemstillingene rundt prosessen ved planetdannelser formulert, og noen av dem ble også løst. Safronovs ideer ble bearbeidet videre i arbeidene til George Wetherill, som oppdaget flyktende akkresjon.[5] Opprinnelig ble det antatt at SNDM kun gjaldt vårt eget solsystem, men etter hvert begynte teoretikere å anta at dette var noe som skjedde gjennom hele universet. Siden da har det per 3. mai 2023 blitt oppdaget 5 366 eksoplaneter i vår galakse.[9]

Solar Nebular Model: resultater og problemer

[rediger | rediger kilde]

Resultater

[rediger | rediger kilde]

Prosessen med stjernedannelser fører naturlig til at det oppstår en akkresjonsskive rundt unge stjerneobjekter,[10] og rundt en alder på ca. 1 millioner år kan alle stjerner ha slike skiver.[11] Denne konklusjonen støttes av oppdagelsen av de gassete og støvete skivene rundt protostjerner T Tauri-stjerner i tillegg til teoretiske betraktninger.[12] Observasjoner av disse skivene viser at støvkornene på insiden av disse vokser over korte (tusen-år) tidsskalaer og danner partikler opp mot 1 cm i diameter.[13]

Akkresjonsprosessen, hvor planetesimaler på 1 km i diameter vokser til legemer på 1 000 km i diameter, er generelt godt forstått nå.[14] Denne prosessen utvikler seg i enhver skive hvor tettheten av antall planetesimaler er tilstrekkelig høy, og fortsetter på en løpsk måte. Senere avtar veksten og den fortsetter som oligarkisk akkresjon. Sluttresultatet er dannelsen av planetemrbyoer med ulike størrelser, som avhenger av avstanden fra stjernen.[14] Ulike simuleringer har vist at sammenslåingen av embryoene i den indre delen av de protoplanetariske skivene fører til dannelsen av noen få legemer på størrelse med jorden. Dermed anses opprinnelsen til de terrestriske planetene å være en tilnærmet løst problem.[15]

Problemer

[rediger | rediger kilde]

Fysikken i akkresjonsskiver møter noen problemer.[16] Det viktigste av dem er hvordan materialet, som blir tatt opp av protostjernen, mister drivmomentet. En mulig forklaring foreslått av Hannes Alfvén var at drivmomentet forsvant på grunn av solvinden under protostjernens fase som T Tauri-stjerne. Momentet ble sannsynligvis transportert til den ytre delen av skiven, men den nøyaktige mekanismen bak dette er lite kjent. En annen mulig prosess for hvorfor drivmomentet blir borte er magnetisk brudd, hvor stjernens spinn overføres til den omkringliggende skiven via stjernens magnetfelt.[17] Prosessen, eller prosessene, som gjør at skivene forsvinner er også lite kjent.[18][19]

Dannelsen av planetesimaler er det største uløste problemet i Nebular Disk Model. Hvordan partikler med 1 cm størrelse utvikler seg til å bli planetesimaler med størrelser på 1 km er et mysterium. Denne mekanismen synes å være nøkkelen til spørsmålet om hvorfor noen stjerner har planeter, mens andre ikke har noen ting rundt seg, ikke en gang fragmentskiver.[20]

Dannelsen av kjempeplaneter er et annet uløst problem. Nåværende teorier forklarer ikke hvordan kjernene dannes raskt nok til å akkumulere tilstrekkelige mengder gass fra den raskt forsvinnende protoplanetariske skiven.[14][21] Den gjennomsnittlige levetiden for skivene, som er mindre enn 10 7 år, synes å være kortere enn tiden som trengs for å danne en kjerne.[11]

Et annet problem med dannelsen av kjempeplanetene er forflytningen. Noen beregninger viser at vekselvirkning med skiven kan føre til rask forflygning innover, som, hvis ikke den stanser, fører til at planeten når de «sentrale områdene mens den fortsatt er et sub-joviansk[b] objekt».[22]

Dannelsen av stjerner og protoplanetariske skiver

[rediger | rediger kilde]

Protostjerner

[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Protostjerne

Trifidtåken – en gigantisk stjernedannende sky av gass og støv i stjernebildet Skytten, 5 400 lysår unna. Den venstre delen viser skyen i synlig lys, mens den høyre delen viser den i infrarødt.

Stjerner antas å dannes på innsiden av gigantskyer med kald molekylær hydrogen – gigantmolekylskyer (GMC) – som har 300 000 ganger solens masse og er ca. 20 parsec i diameter.[4][23] Over millioner av år utsettes gigantskyene for kollapser og fragmenteringer.[24] Disse fragmentene danner så små, kompakte kjerner, som igjen kollapser til stjerner.[23] Kjernene varierer i størrelse fra fraksjoner til flere ganger solens, og de kalles protostellare (protosolare) tåker.[4] De har diametre på 0,01–0,1 pc (2 000–20 000 AE) og en partikkelnummertetthet på rundt 10 000–100 000 cm-3[c][23][25]

Kollapsen av en protostellar tåke med solmasse tar rundt 100 000 år.[4][23] Hver tåke begynnermed en viss mengde drivmoment. Gass i den sentrale delen av tåken, med relativt lavt drivmoment, gjennomgår en rask kompressjon og fanner varm hydrostatisk (ikke-sammentrekkende) kjerne som inneholder en liten fraksjon av massen til den opprinnelige tåken.[26] Denne kjernen utgjør frøet som senere vil bli til en stjerne.[4][26] Mens kollapsen fortsetter, gjør bevaringen av drivmomentet at rotasjonen til den innfallende kappen akselererer,[19][27] noe som i stor grad forhindrer gassen fra direkte akkresjon til den sentrale kjernen. Gassen tvinges i stedet utover nær sitt eget ekvatorplan, hvor den danner en egen skive som i sin tur akkreterer til kjernen.[4][19][27]

Kjernen vokser gradvis i masse helt til den blir en ung og varm protostjerne.[26] Ved dette stadiet er protostjernen og skiven skjult av den innfallende kappen, og kan ikke observeres direkte.[10] Den gjenværende kappens opasitet er faktisk så høy at selv millimeterbølge-stråling har problemer med å slippe ut fra innsiden av den.[4][10] Slike objekter observeres som svært lyse kondensasjoner, som primært utstråler millimeterbølger og sub-millimeterbølge-stråling.[25] De klassifiseres som protostjerner med spektralklasse 0.[10]

Kollapsen følges ofte av bipolare strømmer – jetstrømmer – som utstråles langs rotasjonsaksen til skiven. Disse observeres ofte i stjernedannende regioner (se Herbig-Haro-objekter).[28] Lysstyrken til protostjernene i klasse 0 er høy – en stjerne med masse tilsvarende solen kan stråle med opp til 100 ganger solens styrke.[10] Kilden til denne energien er gravitasjonskollaps, siden kjernene på dette tidspunktet ikke er varme nok til å starte en kjernefysisk fusjon.[26][29]

Infrarødt bilde av molekylstrømmen fra en ellers skjult nyfødt stjerne HH 46/47

Etter hvert som kappens materiale fortsetter å falle ned på skiven, blir kappen til slutt tynn og gjennomsiktig og de unge stjerneobjektene (fra engelsk young stellar object – YSO) blir observerbare, først i det fjerninfrarøde lyset og senere i det synlige.[25] Rundt dette tidspunktet begynner protostjernen sin fusjon av deuterium. Hvis protostjernen er tilstrekkelig massiv – over 80 jupitermasseer – vil fusjon av hydrogen følge etter. Ellers, hvis massen er for lav, blir objektet til en brun dverg.[29] Denne fødselen av en ny stjerne oppstår omtrent 100 000 år etter at kollapsen begynner.[4] Objekter i denne fasen er kjent som klasse I-protostjerner,[10] som også kalles unge T Tauri-stjerner, utviklede protostjerner eller unge stjerneobjekter.[10] Ved dette tidspunktet har den dannende stjernen allerede tiltrukket seg mye av sin masse; den totale massen til skiven og den gjenværende kappen utgjør ikke mer enn 10–20 % av massen til det sentrale unge stjerneobjektet.[25]

I den neste fasen forsvinner kappen fullstendig, etter å ha blitt samlet opp av skiven, og protostjernen blir en klassisk T Tauri-sstjerne.[d] Dette skjer etter ca. én millioner år.[4] Massen til skiven rundt en klassisk T Tauri-stjerne er ca. 1–3 % av stjernemassen, og i størrelsesorden 10-7–10-9 solmasser blir hvert år trukket mot stjernen.[30] Et par med bipolare jetstrømmer vises vanligvis også.[31]

Akkresjonen forklarer alle særegne egenskaper ved T Tauri-stjerner: sterk fluks i emisjonslinjene (opp til 100 % av den iboende lysstyrken til stjernen), magnetisk aktivitet, fotometrisk variabilitet og jetstrømmer.[32] Emisjonslinjene dannes faktisk når den tiltrukne gassen treffer «overflaten» av stjernen, noe som inntreffer rundt stjernens magnetiske poler.[32] Jetstrømmene er biprodukter av akkresjonen, og de frakter unna overskuddet av drivmoment.

Fasen som klassiske T Tauri-stjerner varer omtrent 10 millioner år.[4] Skiven forsvinner til slutt på grunn av akkresjon mot den sentrale stjernen, planetdannelse, utkasting av jetstrømmer og fotofordampning av UV-stråling fra den sentrale og nærliggende stjerner.[33] Som et resultat blir den unge stjernen en svak T Tauri-stjerne, som gradvis, over flere hundre millioner av år, utvikler seg til en vanlig sollignende stjerne.[26]

Protoplanetariske skiver

[rediger | rediger kilde]
Se også: Protoplanetarisk skive og planetesimal
En protoplanetarisk skive dannes i Oriontåken.

Under visse forhold kan skiven, som nå kan kalles protoplanetarisk, gi opphav til et planetsystem.[4] Protoplanetariske skiver har blitt observert rundt en svært høy andel av stjerner i unge stjernehoper.[11][34] De eksisterer fra begynnelsen av en stjernes dannelse, men i de tidligste fasene er de ikke mulige å observere på grunn av opasiteten til den omkringliggende kappen.[10]

Skiven til en klasse 0-protostjerne antas å være massiv og varm. Det er en akkresjonsskive som forer den sentrale protostjernen.[19][27] Temperaturen kan lett overstige 400 K innenfor 5 AE og 1 000 K innenfor 1 AE.[35] Oppvarmingen av skiven forårsakes primært av den viskøse dissipasjonen av turbulens i den og av innfallet av gass fra tåken.[19][27] Den høye temperaturen i den indre skiven fjør at det meste av det volatile materialet – vann, organismer og noe bergarter – fordamper og etterlater bare de mest refraktiske materialene, som for eksempel jern. Is kan overleve bare i den ytre delen av skiven.[35]

Hovedproblemet med fysikken i akkresjonsskiven er genereringen av turbulens og mekanismen som fører til den høye effektive viskositeten.[4] Den turbulente viskositeten antas å være ansvarlig for massetransporten til den sentrale protostjernen og momentum skivens periferi. Dette er avgjørende for akkresjon, fordi gass an tiltrekkes av den sentrale protostjernen bare hvis den mister det meste av drivmomentet, som må blir fraktet utover av en liten del av gassen som driver utover.[18][19] Resultatet av denne prosessen er vekst for både protostjernen og skivens radius, som kan nå 1 000 AE hvis det opprinnelige drivmomentet til tåken er stort nok.[27] Store skiver observeres rutinemessig i mange stjernedannende regioner, som for eksempel Oriontåken.[12]

En kunstners fremstilling av skiven og gasstrømmene rundt en ung stjerne.[36]

Levetiden til akkresjonsskivene er omtrent 10 millioner år.[11] Innen stjernen når den klassiske T Tauri-fasen blir skiven tynnere og den avkjøles.[30] Mindre volatile materialer begynner å kondensere nær sentrum, og danner støvkorn på 0,1–1 µm som inneholder krystallinsilikater.[13] Transporten av materialet fra den ytre skiven kan blande disse nylig dannede støvkornene med de opprinnelige, som inneholder organisk materie og andre volatiler. Denne blandingen kan forklare noen særegenheter i sammensetningen av legemer i solsystemet, slik som tilstedeværelsen av interstellare korn i de primitive meteorittene og ildfaste fremmedlegemer i kometer.[35]

Støvpartikler fester seg til hverandre i det tette skivemiljøet, og dette fører til dannelsen av større partikler opp mot flere centimetere i størrelse.[37] Signaturen til støvprosessen og koagulasjonen observeres i det infrarøde spekteret til unge skiver.[13] Ytterligere aggregering kan føre til dannelsen av planetesimaler som måler 1 km i diameter, eller større, og disse er byggeblokkene til planeter.[4][37] Dannelsen av planetesimaler er et annet uløst problem med skivefysikken, siden sammenklebing blir ineffektiv når støvpartiklene vokser seg større.[20] Favoritthypotesen er dannelse ved gravitasjonell ustabilitet. Partikler med flere centimeter i størrelse, eller større, slår seg ned nær midtplanet av skiven og danner et svært tynt – mindre enn 100 km – og kompakt lag. Dette laget er gravitasjonelt ustabilt og kan splittes opp i en rekke klumper, som i sin tur kollapser til planetesimaler.[4][20]

Ulike prosesser for planetdannelser, inkludert eksokometer og andre planetesimaler, rundt Beta Pictoris, en svært ung type AV-stjerne.
Foto: NASA
.

Planetdannelse kan også utløses av gravitasjonell ustabilitet innenfor selve skiven, som fører til fragmenteringen til klumper. Noen av dem, hvis de er kompakte nok, vil kollapse,[18] noe som kan føre til rask dannelse av gasskjempe-planeter og også brune dverger over tidsskalaer på 1 000 år.[38] Dette er dog bare mulig i massive skiver – mer massive enn 0,3 solmasser. Til sammenligning er typiske skivemasser 0,01–0,03 solmasser. Siden massive skiver er sjeldne, antas det at denne mekanismen for planetdannelse også er sjelden.[4][16] På den annen side, kan denne mekanismen spille en viktig rolle i dannelsen av brune dverger.[39]

Den endelige dissipasjonen av protoplanetariske skiver utløses av en rekke ulike mekanismen. Den indre delen av skiven blir enten trukket mot stjernen eller skjøvet bort av de bipolare jetstrømmene,[30][31] mens de ytre delene kan fordampe på grunn av stjernens kraftige UV-stråling under T Tauri-fasen eller fra nærliggende stjerner.[40][33] Gassen i den sentrale delen kan enten bli akkretert eller skjøvet bort av de voksende planetene, mens de små støvpartiklene skyves bort av strålingstrykket fra den sentrale stjernen. Det som er igjen til slutt er enten et planetsystem, en «rest»-skive av støv uten planter, eller ingenting, hvis planetesimalene mislyktes i å dannes.[4]

Fordi planetesimalene er så tallrike, og spredt utover den protoplanetariske skiven, overlever noen dannelsen av et planetsystem. Asteroider forstås å være rester etter planetesimaler som gradvis sliper hverandre ned til mindre og mindre biter, mens kometer er typisk planetesimaler fra de ytterste områdene av et planetsystem. Meteoritter er eksempler på planetesimaler som når en planetoverflate, og som gir en stor mengde informasjon om dannelsen av vårt solsystem. Primitiv-type-meteoritter er biter av spredte planetesimaler med lav masse, hvor ingen termisk differensiering fant sted, mens prosess-type-meteorittene er rester biter etter spredte massive planetesimaler.[41]

Dannelsen av planeter

[rediger | rediger kilde]

Steinplaneter

[rediger | rediger kilde]

Ifølge Solar Nebular Disk Model dannes steinplaneter i den indre delen av den protoplanetariske skiven, innenfor snølinjen, hvor temperaturen er tilstrekkelig høy til å forhindre kondensering av is og andre substanser til korn.[42] Dette resulterer i koagulering av rene steinkorn og senere dannelsen av steinete planetesimaler.[e][42] Slike forhold antas å eksistere i de innerste 3–4 AE av en skive til en sollignende stjerne.[4]

Etter at små planetesimaler – ca. 1 km i diameter – har blitt dannet på den ene eller andre måten, begynner flyktende akkresjon.[14] Den kalles flyktende fordi masseveksten er proporsjonal med R4~M4/3, hvor R og M er radiusen og massen til det voksende legemet.[43] Det er åpenbart at den spesifikke veksten akselererer etter hvert som massen øker. Dette fører til at de større legemene vokser på bekostning av de mindre.[14] Den flyktende akkresjonen varer 10 000–100 000 år og avtar når de største legemene når omtrent 1 000 km i diameter.[14] Gravitasjonell perturbasjon fra de største legemene gjør at akkresjonen avtar også på den gjenværende planetesimalene.[14][43] I tillegg fører påvirkningen fra de største legemene til at videre vekst blant de mindre legemene stoppes.[14]

Den neste fasen kalles oligarikisk akkresjon.[14] Denne fasen karakteriseres av dominansen av flere hundretalls av de største legemene – oligarker som sakte, men sikkert akkreterer planetesimaler.[14] Ingen andre legemer enn oligarkene kan vokse nå.[43] I denne fasen er raten av akkresjonen proporsjonal med R², som avledes fra det geometriske tverrsnittet til en oligark.[43] Den spesifikke raten er proporsjonal med M-1/3; og den avtar med legemets masse. Dette gjør det mulig for de mindre oligarkene å ta igjen de større. Oligarkene holder seg i en avstand på ca. 10×Hr (Hr=(M/3Ms)1/3 er Hills radius og Ms er massen til sentralstjernen) fra hverandre på grunn av påvirkningen fra de gjenværende planetesimalene.[14] Baneeksentrisitetene og inklinasjonene forblir små.

Oligarkene fortsetter å akkretere helt til planetesimalene i skivene rundt er utarmet.[14] Noen ganger kan nærliggende oligarker slå seg sammen. Den endelige massen til en oligark avhenger av avstanden fra stjernen og overflatetettheten til planetesimalene og kalles isolasjonsmassen.[43] For steinete planeter er dette opp til 0,1 jordmasser, eller én Mars-masse.[4] Det endelige resultatet av oligarkfasen er dannelsen av rundt 100 planetemrbyoer med størrelser fra månens til Mars jevnt fordelt rundt 10×Hr.[15] De antas å ligge i hulrom i skivene adskilt av ringene til de gjenværende planetesimalene. Denne fasen antas å vare et par hundretusen år.[4][14]

Den siste fasen for steinete planeter er fusjonsfasen.[4] Denne begynner når kun et lite antall planetesimaler er igjen og embryoene er massive nok til å perturbere hverandre, noe som gjør at banene blir kaotiske.[15] I denne fasen fordriver embryoene de gjenværende planetesimalene, og de kolliderer med hverandre. Resultatet av denne prosessen – som varer 10–100 millioner år – er dannelsen av et begrenset antall legemer på størrelse med jorden. Simuleringer viser at antallet overlevende planeter i gjennomsnitt ligger på 2–5.[4][15][41][44] I solsystemet kan disse være representert av jorden og Venus.[15] Dannelsen av begge planetene krevde fusjon av omtrent 10–20 embryoer, mens et lignende antall av dem ble kastet ut av solsystemet.[41] Noen av embryoene, som oppstod i asteroidebeltet, antas å ha brakt vann til jorden.[42] Mars og Merkur kan anses som gjenværende embryoer som overlevde denne rivaliseringen.[41] Steinplaneter, som har klart å smelte sammen, setter seg til slutt i mer eller mindre stabile baner, noe som forklarer hvorfor planetsystemer generelt er fylt til grensen; eller, med andre ord, hvorfor de alltid synes å være på grensen til ustabile.[15]

Kjempeplaneter

[rediger | rediger kilde]
Støvskiven rundt Fomalhaut – den lyseste stjernen i stjernebildet Den sørlige fisken. Asymmetrien i skiven kan komme av en kjempeplanet (eller planeter) i bane rundt stjernen.

Dannelsen av kjempeplaneter er et fremragende problem i planetologien.[16] Innenfor rammen av Solar Nebular Model finnes det to teorier for dannelsen av disse. Den første er ustabil skive-modellen, hvor kjempeplaneter dannes i de massive protoplanetariske skivene som et resultat av gravitasjonell fragmentering (se over).[38] Den andre muligheten er kjerneakkresjon-modellen, som også er kjent som kjerneholdig ustabilitetsmodell.[16] Sistnevnte scenario antas å være mest sannsynlig, siden det kan forklare dannelsen av kjempeplaneter i skiver med relativt lav masse (mindre enn 0,1 solmasser). I denne modellen deles dannelsen av kjempeplaneter inn i to faser: a) akkresjon av en kjerne tilsvarende omtrent 10 jordmasser og b) akkresjon av gass fra den protoplanetariske skiven.[4][16] Begge metodene kan også føre til dannelsen av brune dverger.[45] Undersøkelser per 2011 viser at kjerneakkresjon sannsynligvis er den dominerende mekanismen for dannelsen.[45]

Kjempeplanetenes kjernedannelse antas å fortsette omtrent på linje med dannelsen av de terrestriske planetene.[14] Den starter med planetesimaler som gjennomgår en løpsk vekst, etterfulgt av saktere oligarkisk vekst.[43] Hypotesen forutsier ingen fusjonsfase, på grunn av den lave sannsynligheten for kollisjoner mellom planetariske embryoer i den ytre delen av planetsystemer.[43] En ytterligere forskjell er sammensetningen til planetesimalene, som i tilfellet med kjempeplanetene dannes utenfor den såkalte snølinjen og består primært av is – forholdet mellom is og stein er ca. 4 til 1.[21] Dette øker massen til planetesimalene til det firedoble. De tåkene med minst masse, og som er i stand til å danne terrestriske planeter, er imidlertid bare i stand til å danne 1–2 jordmasse-kjerner med avstander tilsvarende Jupiter (5 AE) i løpet av 10 millioner år.[43] Sistnevnte tall representerer den gjennomsnittlige levetiden til en gasskive rundt sollignende stjerner.[11]

De foreslåtte løsningene inkluderer økte masser for skiven – en tidobling av massen vil være nok;[43] protoplanetvandring, som gjør det mulig for embryoene å tiltrekke seg flere planetesimaler;[21] og til slutt forsterkning av akkresjonen på grunn av gassmotstand i gasskappene til embryoene.[21][46] En form for kombinasjon av de ovennevnte ideene kan forklare dannelsen av kjernene til kjempeplaneter som Jupiter, og kanskje også Saturn.[16] Dannelsen av planeter som Uranus og Neptun er mer problematisk, siden ingen teori har vært i stand til å forklare in situ-dannelsen av kjerner ved avstander på 20–30 AE fra sentralstjernen.[4] En hypotese er at de opprinnelig ble akkretert i Jupiter-Saturn-regionen, og at de deretter ble spredt og vandret til de nåværende posisjonene.[47]

Når kjernene har tilstrekkelig masse (5–10 jordmasser), begynner de å samle gass fra den omkringliggende skiven.[4] I utgangspunktet er det en sakte prosess, som øker kjernemassen opp til 30 jordmasser i løpet av få millioner år.[21][46] Etter det øker akkresjonsraten dramatisk, og de siste 90 % av massen akkumuleres i løpet av omtrent 10 000 år.[46] Akkresjonen av gass stopper når den er utarmet. Dette skjer når det oppstår et gap i den protoplanetariske skiven.[48] I denne modellen er iskjempene – Uranus og Neptun – mislykkede kjerner som begynte akkresjonen av gass for sent, når nesten all gass hadde forsvunnet. Fasen etter flyktende akkresjon karakteriseres av vandringen av de nylig dannede kjempeplanetene og fortsatt sakte akkresjon av gass.[48] Vandringen forårsakes av vekselvirkningen fra planeten i gapet med den gjenværende skiven. Denne stopper når den protoplanetariske skiven forsvinner, eller når enden av skiven er nådd. Sistnevnte tilfelle samsvarer med de såkalte Hot Jupiter, som sannsynligvis har avsluttet sin vandring når de nådde det indre hullet av det protoplanetariske skiven.disk.[48]

I denne kunstneriske fremstillingen spinner en planet gjennom en klaring (gap) i en nærliggende stjernes støvete, planetdannende skive.

Kjempeplaneter kan utøve en betydelig påvirkning på dannelsen av terrestriske planeter. Tilstedeværelsen av kjempeplaneter synes å øke eksentrisitetene og inklinasjonene (se Kozai-mekanismen) til planetesimaler og embryoer i den terrestriske planetregionen (innenfor 4 AE i solsystemet).[41][44] Hvis kjempeplaneter dannes for tidlig, kan de sakke eller forhindre de indre planetenes akkresjon. Hvis de dannes for nær slutten av den oligarkiske fasen, noe som antas å ha skjedd i solsystemet, vil de påvirke fusjonen av planetembryoer og gjøre dem voldsommere.[41] Som et resultat vil antallet terrestriske planeter synke og de vil ble mer massive.[49] I tillegg, vil størrelse av systemet krympe fordi de terrestriske planetene vil dannes nærmere sentralstjernen. Påvirkningen fra kjempeplaneter i solsystemet, spesielt Jupiter, antas å ha blitt begrenset fordi de er relativt langt unna de terrestriske planetene.[49]

Området ved siden av kjempeplanetene i et planetsystem vil bli påvirket på en annen måte.[44] I et slikt område kan eksentrisitetene bli så høye at embryoene passerer nær en kjempeplanet, noe som kan gjøre at de blir sendt ut av hele systemet.[f][41][44] Hvis alle embryoene ble fjernet, ville ingen planeter bli dannet i dette området.[44] En tilleggsekvens er at et stort antall småplaneter vil være igjen, fordi kjempeplanetene ikke er i stand til å fjerne alle uten hjelp fra embryoene. Den totale massen av gjenværende planetesimaler vil være liten, fordi den kumulative virkningen fra embryoene før de blir sendt ut og kjempeplanetene fortsatt er sterk nok til å fjerne 99 % av de små legemene.[41] En slik region vil til slutt utvikle seg til et asteroidebelte, som er en fullverdig analog til asteroidebeltet i solsystemet, beliggende 2–4 AE fra solen.[41][44]

Betydningen av akkresjon

[rediger | rediger kilde]

Bruken av begrepet akkresjonsskive for den protoplanetariske skiven fører til forvirring om prosessen rundt planetarisk akkresjon. Den protoplanetariske skiven blir noen ganger omtalt som en akkresjonsskive, fordi mens den unge T Tauri-lignende protostjernen fortsatt trekker seg sammen, kan gassmaterialer fremdeles trekkes mot den fra skivens innerste kant og akkretere på overflaten.[27]

Betydningen må imidlertid ikke forveksles med prosessen med akkresjon som danner planetene. I denne konteksten, henviser akkresjon til prosessen med avkjøling, festing av støvkorn og is i bane rundt protostjernen i den protoplanetariske skiven, kollisjoner og sammenklebing med hverandre, og gradvis vekst opp til og inkludert de høyenergiske kollisjonene mellom planetesimaler.[14]

I tillegg, hadde sannsynligvis kjempeplanetene egne akkresjonsskiver, i ordets første betydning. Skyene med fanget hydrogen- og heliumgass trakk seg sammen, spant opp, flatet ut, og avga gass på toppen av overflaten av hver kjempeprotoplanet, mens faste legemer i den samme skive akkreterte til å bli planetens måner.[50]

Noter og referanser

[rediger | rediger kilde]

Fotnoter

[rediger | rediger kilde]
  1. ^ Se også fotnote #569 i The Swedenborg Epic (Bookman, New York)
  2. ^ Joviansk er adjektivformen for Jupiter
  3. ^ Sammenlignet med partikkelnummertettheten i luft ved havnivå – 2,8×1019 cm-3.
  4. ^ T Tauri-stjerner er unge stjerner med masser mindre enn ca. 2,5 solmasser, og som fremviser et forhøyet aktivitetsnivå. De deles inn i to klasser: svake og klassiske T Tauri-stjerner Mohanty, Jayawardhana & Basri 2005, s. 498–522. Sistnevnte har akkresjonsskiver og fortsetter å trekke til seg gass, som manifesterer seg ved sterke spektrallinjer i deres spektrum. Førstnevnte har ingen akkresjonsskive. Klassiske T Tauri-stjerner utvikler seg til svake T Tauri-stjerner Martin et al. 1994, s. 503–517.
  5. ^ Planetesimalene nær den ytre grensen av den terrestriske planetregionen – 2,5 til 4 AE fra solen – kan akkumulere noe mengde is. Bergartene vil imidlertid fortsatt være dominerende, akkurat som i det ytre hovedbeltet av solsystemet Raymond, Quinn & Lunine 2007, s. 66–84.
  6. ^ Eventuelt kan de kollidere med sentralstjernen eller en kjempeplanet Petit & Morbidelli 2001, s. 338–347.

Referanser

[rediger | rediger kilde]
  1. ^ Abruzzo 2009.
  2. ^ a b Swedenborg 1734.
  3. ^ a b Baker 1983, s. 441–446.
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z æ Montemerle, Augereau & Chaussidon 2006, s. 39–95.
  5. ^ a b c d e f g h Woolfson 1993, s. 1–20.
  6. ^ Henbest 1991.
  7. ^ Safronov 1972.
  8. ^ Wetherill 1989, s. 347.
  9. ^ Extrasolar Planets Encyclopaedia.
  10. ^ a b c d e f g h Andre & Montemerle 1994, s. 837–862.
  11. ^ a b c d e Haisch, Lada & Lada 2001, s. L153–L156.
  12. ^ a b Padgett, Brandner & Stapelfeldt 1999, s. 1490–1504.
  13. ^ a b c Kessler-Silacci, Augereau & Dullemond 2006, s. 275–291.
  14. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Kokubo & Ida 2002, s. 666–680.
  15. ^ a b c d e f Raymond, Quinn & Lunine 2006, s. 265–282.
  16. ^ a b c d e f Wurchterl 2004, s. 67–96.
  17. ^ Devitt 2001.
  18. ^ a b c Klahr & Bodenheimer 2003, s. 869–892.
  19. ^ a b c d e f Nakamoto & Nakagawa 1994, s. 640–650.
  20. ^ a b c Youdin & Shu 2002, s. 494–505.
  21. ^ a b c d e Inaba, Wetherill & Ikoma 2003, s. 46–62.
  22. ^ Papaloizou, Nelson & Kley 2007, s. 10.
  23. ^ a b c d Pudritz 2002, s. 68–75.
  24. ^ Clark & Bonnell 2005, s. 2–16.
  25. ^ a b c d Motte, Andre & Neri 1998, s. 150–172.
  26. ^ a b c d e Stahler, Shu & Taam 1980, s. 226–241.
  27. ^ a b c d e f Yorke & Bodenheimer 1999, s. 330–342.
  28. ^ Lee, Mundy & Reipurth 2000, s. 925–945.
  29. ^ a b Stahler 1988, s. 804–825.
  30. ^ a b c Hartmann et al. 1998, s. 385–400.
  31. ^ a b Shu et al. 1997, s. 1475–1479.
  32. ^ a b Muzerolle, Calvet & Hartmann 2001, s. 944–961.
  33. ^ a b Adams et al. 2004, s. 360–379.
  34. ^ Megeath et al. 2005, s. L113–L116.
  35. ^ a b c Chick & Cassen 1997, s. 398–409.
  36. ^ ESO Press Release 2013.
  37. ^ a b Michikoshi & Inutsuka 2006, s. 1131–1147.
  38. ^ a b Boss 2003, s. 577–581.
  39. ^ Stamatellos, Hubber & Whitworth 2007, s. L30–L34.
  40. ^ Font et al. 2004, s. 890–903.
  41. ^ a b c d e f g h i Bottke, Durda & Nesvorny 2005, s. 63–94.
  42. ^ a b c Raymond, Quinn & Lunine 2007, s. 66–84.
  43. ^ a b c d e f g h i Thommes, Duncan & Levison 2003, s. 431–455.
  44. ^ a b c d e f Petit & Morbidelli 2001, s. 338–347.
  45. ^ a b Janson et al. 2011.
  46. ^ a b c Fortier & Benvenuto 2007, s. 311–322.
  47. ^ Thommes, Duncan & Levison 1999, s. 635–638.
  48. ^ a b c Papaloizou, Nelson & Kley 2007, s. 655.
  49. ^ a b Levinson & Agnor 2003, s. 2692–2713.
  50. ^ Canup & Ward 2002, s. 3404–3423.

Litteratur

[rediger | rediger kilde]

Trykt litteratur

[rediger | rediger kilde]
  • Abruzzo, Anthony J. (15. juni 2009). «The Origins of the Nebular Hypothesis – Or, the Genesis of a Theoretical Cul-de-sac». The General Science Journal (på engelsk). 
  • Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma (2004). «Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates». The Astrophysical Journal (på engelsk). 611 (1). Bibcode:2004ApJ...611..360A. arXiv:astro-ph/0404383 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/421989. 
  • Andre, Philippe; Montmerle, Thierry (1994). «From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ? Ophiuchi cloud». The Astrophysical Journal (på engelsk). 420. Bibcode:1994ApJ...420..837A. doi:10.1086/173608. 
  • Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick (1997). «Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment». The Astrophysical Journal (på engelsk). 477 (1). Bibcode:1997ApJ...477..398C. doi:10.1086/303700. 
  • Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D’Alessio, Paula (1998). «Accretion and the evolution of T Tauri disks». The Astrophysical Journal (på engelsk). 495 (1). Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277. 
  • Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R.; Zinnecker, H. (2011). «High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood». ApJ (på engelsk). 736 (89). arXiv:1105.2577v1 Åpent tilgjengelig. 
  • Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. (2006). «c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth». The Astrophysical Journal (på engelsk). 639 (3). Bibcode:2006ApJ...639..275K. arXiv:astro-ph/0511092 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/499330. 
  • Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. (2003). «Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability». The Astrophysical Journal (på engelsk). 582 (2). Bibcode:2003ApJ...582..869K. arXiv:astro-ph/0211629 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/344743. 
  • Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru (2002). «Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems». The Astrophysical Journal (på engelsk). 581 (1). Bibcode:2002ApJ...581..666K. doi:10.1086/344105. 
  • Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo (2000). «CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models». The Astrophysical Journal (på engelsk). 542 (2). Bibcode:2000ApJ...542..925L. doi:10.1086/317056. 
  • Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro (2006). «A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability». The Astrophysical Journal (på engelsk). 641 (2). Bibcode:2006ApJ...641.1131M. doi:10.1086/499799. 
  • Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor (2005). «The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs». The Astrophysical Journal (på engelsk). 626 (1). Bibcode:2005ApJ...626..498M. arXiv:astro-ph/0502155 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/429794. 
  • Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc (2006). «Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years». Earth, Moon, and Planets (på engelsk). Spinger. 98 (1–4). Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. 
  • Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. (1998). «The initial conditions of star formation in the ? Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping». Astron. Astrophys. (på engelsk). 336. Bibcode:1998A&A...336..150M. 
  • Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee (2001). «Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics». The Astrophysical Journal (på engelsk). 550 (2). Bibcode:2001ApJ...550..944M. doi:10.1086/319779. 
  • Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu (1994). «Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks». The Astrophysical Journal (på engelsk). 421. Bibcode:1994ApJ...421..640N. doi:10.1086/173678. 
  • Papaloizou, J.C.B.; Nelson; Kley; Masset; Artymowicz (2007). «Disk-Planet Interactions During Planet Formation». I Bo Reipurth; David Jewitt; Klaus Keil. Protostars and Planets V. Arizona Press. s. 655. Bibcode:2007prpl.conf..655P. 
  • Safronov, Viktor Sergeevitsj (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Israel Program for Scientific Translations. ISBN 0-7065-1225-1. 
  • Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. (1980). «The evolution of protostars: II The hydrostatic core». The Astrophysical Journal (på engelsk). 242. Bibcode:1980ApJ...242..226S. doi:10.1086/158459. 
  • Swedenborg, Emanuel (1734). (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (på engelsk). I. 
  • Wetherill, George W. (1989). «Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov». Meteoritics. 24. Bibcode:1989Metic..24..347W. 
  • Woolfson, M.M. (1993). «Solar System – its origin and evolution». Q. J. R. Astr. Soc. 34. Bibcode:1993QJRAS..34....1W.  For detaljer om Kants posisjon, se Stephen Palmquist, «Kant's Cosmogony Re-Evaluated», Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (september 1987), s. 255–269
  • Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter (1999). «The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance». The Astrophysical Journal (på engelsk). 525 (1). Bibcode:1999ApJ...525..330Y. doi:10.1086/307867. 

Øvrig litteratur

[rediger | rediger kilde]

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
PortalikonPortal:Astronomi


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebularhypotesen&oldid=23545827»