AKKRETIONSTEORI: BAGGRUND OG FORKLARING - FYSISK - 2025

Den t eoría tilvækst (eller tilvækst) i astrofysik, forklarer, at planeterne og andre himmellegemer dannes ved kondensation af små støvpartikler er tiltrukket af tyngdekraften.

Ideen om, at planeter dannes på denne måde, blev fremsat af den russiske geofysiker Otto Schmidt (1891-1956) i 1944; Han foreslog, at en enorm sky af gas og støv i form af en fladskiven omringede Solen i det tidlige solsystem.

Figur 1. Kunstnerens koncept af den protoplanetære disk, hvorfra planeter dannes ved akkretion. Kilde: Wikimedia Commons.

Schmidt hævdede, at Solen havde erhvervet denne sky i forbindelse med en anden stjerne, der, båret af dens bevægelse gennem galaksen, passerede på samme tid gennem en tåge rig på støv og gas. Den anden stjernes nærhed hjalp vores med at fange stof, der senere kondenserede.

Hypoteser om dannelsen af ​​solsystemet indgår i to kategorier: evolutionær og katastrofal. Førstnævnte bekræfter, at både solen og planeterne udvikler sig fra en enkelt proces og går tilbage til ideerne foreslået af Inmanuel Kant (1724-1804) og Pierre Simon de Laplace (1749-1827).

Det andet peger på en katastrofal begivenhed, såsom en kollision eller nærhed med en anden stjerne, som udløser til planetdannelse. Oprindeligt faldt Schmidt-hypotesen i denne kategori.

Forklaring

I dag er der observationer af unge stjernesystemer og tilstrækkelig computerkraft til at udføre numeriske simuleringer. Dette er grunden til, at katastrofale teorier er blevet opgivet til fordel for evolutionære.

Den nebulære hypotese om dannelsen af ​​solsystemet er i øjeblikket den mest accepterede af det videnskabelige samfund og opretholder akkretion som den planetdannende proces.

Når det gælder vores eget solsystem, indsamlede gravitationstrykket for 4,5 milliarder år siden små partikler kosmisk støv - i størrelse fra et par angstrom til 1 centimeter - omkring et centralt punkt og dannede en sky.

Denne sky var fødestedet for Solen og dens planeter. Det spekuleres i, at oprindelsen af ​​det kosmiske støv kunne være den forrige eksplosion af en supernova: en stjerne, der kollapsede voldeligt og sprede sine rester gennem rummet.

I de tætteste områder af skyen kolliderede partiklerne oftere på grund af deres nærhed og begyndte at miste kinetisk energi.

Derefter fik gravitationenergien skyen til at kollapse under sin egen tyngdekraft. Således blev en protostar født. Tyngdekraften fortsatte med at virke, indtil den dannede en disk, hvorfra de første ringe blev dannet og senere planeter.

I mellemtiden komprimerede solen i midten, og da den nåede en bestemt kritisk masse, begyndte kernefusionsreaktioner at forekomme inden i den. Disse reaktioner er det, der opretholder solen og eventuelle stjerner.

De stærkt energiske partikler blev fremdrevet fra Solen, der er kendt som solvinden. Dette hjalp med at rydde affaldet og smide det ud.

Dannelse af planeterne

Astronomer antager, at efter vores stjernekonges fødsel forblev disken med støv og gas, der omringede ham, i mindst 100 millioner år, hvilket gav tid nok til planetarisk dannelse.

Figur 2. Diagram over solsystemet i dag. Kilde: Wikimedia Commons.

På vores tidsplan ser denne periode ud som en evighed, men i virkeligheden er det kun et kort øjeblik i universitetstiden.

På dette tidspunkt blev der dannet større genstande, ca. 100 km i diameter, kaldet planetesimals. De er embryoner fra en fremtidig planet.

Energien fra den nyfødte sol hjalp med at fordampe gasser og støv fra disken, og dette korterede fødselsperioden for de nye planeter betydeligt. I mellemtiden fortsatte kollisionerne med at tilføje sag, da dette netop er akkretion.

Modeller af planetarisk dannelse

Ved at se på unge stjerner i dannelsen får forskere indsigt i, hvordan vores eget solsystem blev dannet. I begyndelsen var der en vanskelighed: Disse stjerner er skjult i det synlige frekvensområde på grund af skyerne i kosmisk støv, der omgiver dem.

Men takket være teleskoper med infrarøde sensorer kan den kosmiske støvsky skydes gennem. Det er vist, at der i de fleste af tågerne i Mælkevejen er stjerner i dannelse, og helt sikkert planeter, der ledsager dem.

Tre modeller

Med al den hidtil indsamlede information er der blevet foreslået tre modeller om planetdannelse. Den mest almindeligt accepterede er accretionsteorien, der fungerer godt for klippeplaneter som Jorden, men ikke så godt for gasgiganter som Jupiter og de andre ydre planeter.

Den anden model er en variant af den foregående. Dette siger, at der først dannes klipper, som er tyngdepunktet tiltrukket af hinanden, hvilket accelererer planetdannelse.

Endelig er den tredje model baseret på diskens ustabilitet, og det er den, der bedst forklarer dannelsen af ​​gasgiganterne.

Den nukleare tiltrædelsesmodel og stenede planeter

Med solens fødsel begyndte det resterende materiale at klumpe sig sammen. Større klynger dannedes, og lette elementer som helium og brint blev fejet væk af solvinden til regioner længere væk fra centrum.

På denne måde kunne de tungere elementer og forbindelser, såsom metaller og silikater, give anledning til klippeplaneterne tæt på Solen. Efterfølgende blev der startet en proces med geokemisk differentiering, og de forskellige jordlag blev dannet.

På den anden side er det kendt, at solvindens indflydelse falder med afstand. Væk fra solen kan gasserne dannet af lette elementer samles. På disse afstande fremmer frysetemperaturer kondensation af vand og metanmolekyler, hvilket giver anledning til gasformige planeter.

Astronomer hævder, at der er en grænse, kaldet "islinjen" mellem Mars og Jupiter, langs asteroidebæltet. Der var hyppigheden af ​​kollisioner lavere, men den høje kondensationshastighed gav anledning til planetesimaler af meget større størrelse.

På denne måde blev de gigantiske planeter skabt i en proces, der underligt nok tog mindre tid end dannelsen af ​​stenede planeter.

Akkretionsteorien og eksoplaneterne

Med opdagelsen af ​​eksoplaneter og de indsamlede oplysninger om dem er videnskabsmænd ret sikre på, at tiltrædelsesmodellen er den vigtigste proces med planetdannelse.

Det skyldes, at modellen meget tilstrækkeligt forklarer dannelsen af ​​stenede planeter som Jorden. På trods af alt er en god del af de hidtil opdagede exoplaneter af den gasformige type, af en størrelse, der kan sammenlignes med Jupiter eller meget større.

Observationer viser også, at gasformige planeter dominerer omkring stjerner med mere tunge elementer i deres kerner. På den anden side dannes klippefyldte omkring stjerner med lette kerner, og solen er en af ​​disse.

Figur 3. Kunstnerens repræsentation af eksoplaneten Kepler 62f omkring dens stjerne i stjernebilledet Lyra. Kilde: Wikimedia Commons.

Men i 2005 blev en stenet eksoplanet endelig opdaget i kredsløb om en solstjernetype. På en måde indikerer denne opdagelse, og andre der fulgte, at stenede planeter også er relativt rigelige.

Til undersøgelse af eksoplaneter og deres dannelse lancerede Det Europæiske Rumorganisation i 2017 CHEOPS-satellitten (Characterizing ExOPlanets Satellite). Satellitten bruger et meget følsomt fotometer til at måle lys fra andre stjernesystemer.

Når en planet passerer foran sin stjerne, oplever den en reduktion i lysstyrken. Ved at analysere dette lys kan størrelsen kendes, og om det er gasformige eller stenede kæmpeplaneter som Jorden og Mars.

Fra observationer i unge systemer vil det være muligt at forstå, hvordan akkretion finder sted i planetdannelse.

Referencer

1. Landet. Dette er 'Cheops', den spanske satellit til måling af exoplaneter. Gendannes fra: elpais.com.
2. Planetjægere. Hvad forstår vi virkelig om planetarisk dannelse? Gendannes fra: blog.planethunters.org.
3. Sergeev, A. Født af støvet. Gendannes fra: vokrugsveta.ru.
4. Dannelse af solsystem. Kapitel 8. Gendannet fra: asp.colorado.edu.
5. Taylor, N. Hvordan dannede solsystemet sig? Gendannes fra: space.com.
6. Woolfson, M. Solsystemets oprindelse og udvikling. Gendannes fra: academic.oup.com.