ACKRETIONSTEORI: BAKGRUND OCH FÖRKLARING - FYSISK - 2025

Den t eoría ansamling (eller anhopning) i astrofysik, förklarar att planeterna och andra himlakroppar är bildade genom kondensation av små dammpartiklar är attraheras av tyngdkraften.

Idén att planeter bildas på detta sätt framkom av den ryska geofysiker Otto Schmidt (1891-1956) 1944; Han föreslog att ett enormt moln av gas och damm, i form av en platt platta, omgav solen i det tidiga solsystemet.

Figur 1. Konstnärens koncept av den protoplanetära disken, från vilken planeter bildas genom ackretion. Källa: Wikimedia Commons.

Schmidt hävdade att solen hade förvärvat detta moln i samband med en annan stjärna, som, genom sin rörelse genom galaxen, passerade samtidigt genom en nebula rik på damm och gas. Närheten till den andra stjärnan hjälpte vår att fånga materia som senare kondenserade.

Hypoteser om bildandet av solsystemet ingår i två kategorier: evolutionär och katastrofal. De förstnämnda bekräftar att både solen och planeterna utvecklas från en enda process och går tillbaka till de idéer som föreslagits av Inmanuel Kant (1724-1804) och Pierre Simon de Laplace (1749-1827).

Den andra pekar på en katastrofal händelse, till exempel en kollision eller närhet till en annan stjärna, som utlöser för planetbildning. Inledningsvis föll Schmidt-hypotesen in i denna kategori.

Förklaring

Idag finns observationer av unga stjärnsystem och tillräcklig beräkningskraft för att utföra numeriska simuleringar. Det är därför katastrofala teorier har övergivits till förmån för evolutionära.

Den nebulära hypotesen om bildandet av solsystemet är för närvarande den mest accepterade av det vetenskapliga samhället och upprätthåller ackretion som planbildande process.

När det gäller vårt eget solsystem, för 4,5 miljarder år sedan, samlade gravitationskraften små partiklar av kosmiskt damm - i storlek från några ångström till 1 centimeter - runt en central punkt och bildade ett moln.

Detta moln var födelseplatsen för solen och dess planeter. Det spekuleras i att ursprunget till det kosmiska dammet kan vara den tidigare explosionen av en supernova: en stjärna som kollapsade våldsamt och sprider sina rester genom rymden.

I de tätaste områdena av molnet kolliderade partiklarna oftare på grund av deras närhet och började förlora kinetisk energi.

Då fick gravitationsenergin molnet att kollapsa under sin egen tyngdkraft. Således föddes en protostar. Graviteten fortsatte att verka tills den bildade en skiva, från vilken de första ringarna bildades och senare planeter.

Under tiden komprimerade solen i mitten och när den nådde en viss kritisk massa började kärnfusionsreaktioner inträffa i den. Dessa reaktioner är det som underhåller solen och alla stjärnor.

De mycket energiska partiklarna drevs från solen, som är känd som solvinden. Detta hjälpte till att rensa skräp och slänga ut det.

Bildandet av planeterna

Astronomer antar att efter vår stjärnskungas födelse förblev skivan med damm och gas som omringade den i minst 100 miljoner år, vilket gav tillräckligt med tid för planetbildning.

Bild 2. Diagram över solsystemet idag. Källa: Wikimedia Commons.

På vår tidsplan ser denna period ut som en evighet, men i verkligheten är det bara ett kort ögonblick i universumtiden.

Vid denna tidpunkt bildades större föremål, cirka 100 km i diameter, kallad planetesimals. De är embryon för en framtida planet.

Den nyfödda solens energi hjälpte till att förånga gaser och damm från skivan, och detta förkortade födelsetiden för de nya planeterna avsevärt. Samtidigt fortsatte kollisionerna att lägga till ämnen, eftersom det här är exakt tillträde.

Modeller av planetbildning

Genom att titta på unga stjärnor i bildandet får forskare insikt i hur vårt eget solsystem bildades. I början var det en svårighet: dessa stjärnor är dolda i det synliga frekvensområdet på grund av molnen av kosmiskt damm som omger dem.

Men tack vare teleskop med infraröda sensorer kan det kosmiska dammmoln penetreras. Det har visats att i de flesta av nebulosorna i Vintergatan finns stjärnor i bildandet och säkert planeter som följer med dem.

Tre modeller

Med all den information som hittills samlats in har tre modeller föreslagits om planetbildning. Den mest accepterade är accretionsteorin, som fungerar bra för steniga planeter som Jorden, men inte lika bra för gasjättar som Jupiter och de andra yttre planeterna.

Den andra modellen är en variant av den föregående. Detta säger att stenar bildas först, som lockas till varandra genom gravitation, vilket accelererar planetbildning.

Slutligen är den tredje modellen baserad på diskens instabilitet, och det är den som bäst förklarar bildningen av gasjättarna.

Kärnkraftsanslutningsmodellen och steniga planeter

Med solens födelse började det återstående materialet klumpa ihop sig. Större kluster bildades och ljusa element som helium och väte sopades bort av solvinden till regioner längre bort från mitten.

På detta sätt kunde de tyngre elementen och föreningarna, såsom metaller och silikater, ge upphov till de steniga planeterna nära solen. Därefter startades en process med geokemisk differentiering och jordens olika lager bildades.

Å andra sidan är det känt att påverkan från solvinden avtar med avstånd. Bort från solen kan gaserna som bildas av ljusa element samlas. På dessa avstånd främjar frysningstemperaturer kondensation av vatten och metanmolekyler, vilket ger upphov till gasformiga planeter.

Astronomer hävdar att det finns en gräns, kallad "islinjen" mellan Mars och Jupiter, längs asteroidbältet. Där var frekvensen av kollisioner lägre, men den höga kondensationshastigheten gav upphov till planetesimaler av mycket större storlek.

På detta sätt skapades de jätteplaneterna, i en process som märkligt tog mindre tid än bildandet av steniga planeter.

Accretionsteorin och exoplaneter

Med upptäckten av exoplaneter och den information som samlas in om dem är forskare ganska säkra på att tillträdesmodellen är den huvudsakliga processen för planetbildning.

Det beror på att modellen mycket tillräckligt förklarar bildandet av steniga planeter som Jorden. Trots allt är en bra del av de hittills upptäckta exoplaneterna av gasform, av en storlek som är jämförbar med Jupiter eller mycket större.

Observationerna indikerar också att gasformiga planeter dominerar runt stjärnor med tyngre element i sina kärnor. Å andra sidan bildas steniga runt stjärnor med ljuskärnor, och solen är en av dessa.

Bild 3. Konstnärens representation av exoplaneten Kepler 62f runt dess stjärna, i stjärnbilden Lyra. Källa: Wikimedia Commons.

Men 2005 upptäcktes äntligen en stenig exoplanet som kretsade kring en stjärna av soltyp. På ett sätt indikerar denna upptäckt, och andra som följde, att steniga planeter också är relativt rikliga.

För studien av exoplaneter och deras bildande lanserade Europeiska rymdorganisationen 2017 CHEOPS-satelliten (Characterizing ExOPlanets Satellite). Satelliten använder en mycket känslig fotometer för att mäta ljus från andra stjärnsystem.

När en planet passerar framför sin stjärna upplever den en ljusstyrka. Genom att analysera detta ljus kan storleken vara känd och om det är gasformiga eller steniga jätteplaneter som Jorden och Mars.

Från observationer i unga system kommer det att vara möjligt att förstå hur accretion sker i planetbildning.

referenser

1. Landet. Detta är "Cheops", den spanska satelliten för mätning av exoplaneter. Återställd från: elpais.com.
2. Planetjägare. Vad förstår vi verkligen om planetbildning? Återställd från: blog.planethunters.org.
3. Sergeev, A. Född av dammet. Återställd från: vokrugsveta.ru.
4. Bildning av solsystem. Kapitel 8. Återställs från: asp.colorado.edu.
5. Taylor, N. Hur bildades solsystemet? Återställd från: space.com.
6. Woolfson, M. Solsystemets ursprung och utveckling. Återställd från: academic.oup.com.