Powstanie i ewolucja

Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego rozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu, gdy na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się jednej z części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca i innych gwiazd. Większość zapadającej się masy z tej części obłoku zebrała się pośrodku, tworząc Słońce, podczas gdy reszta spłaszczyła się, formując dysk protoplanetarny, z którego następnie powstały planety, księżyce, asteroidy i pozostałe małe ciała Układu Słonecznego.

Ten powszechnie akceptowany model znany jako hipoteza mgławicy słonecznej został po raz pierwszy zaproponowany w XVIII wieku przez Emanuela Swedenborga, Immanuela Kanta i Pierre'a Simona Laplace'a. Jego późniejszy rozwój wymagał współudziału rozmaitych dyscyplin naukowych takich jak astronomia, fizyka, geologia czy nauki planetarne. Od początków ery podboju kosmosu w latach 50. poprzez odkrycia planet pozasłonecznych w latach 90. model powstania Układu Słonecznego był kwestionowany i modyfikowany, aby uwzględnić nowe obserwacje.

Od swojego powstania Układ Słoneczny uległ znaczącym zmianom. Uważa się, że wiele księżyców (regularne) krążących wokół swoich macierzystych planet powstało z wirujących dysków gazu i pyłu, podczas gdy inne (nieregularne) zostały przechwycone lub, w przypadku Księżyca Ziemi, powstały na skutek gigantycznych zderzeń. Kolizje pomiędzy obiektami miały miejsce nieustannie do czasów współczesnych; są one zasadniczym elementem ewolucji systemu. Planety często zmieniały swoje pozycje, przesuwając się zarówno na zewnątrz, jak i do środka, a nawet zamieniając się miejscami. Migracja planetarna była odpowiedzialna za ewolucję Układu Słonecznego we wczesnym okresie jego istnienia.

Układ Słoneczny wciąż ewoluuje i nie będzie istniał wiecznie w obecnej formie. Za około 5 miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę, stając się czerwonym olbrzymem, który odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną i przekształci się w białego karła. Ruch planet najbliższych Słońcu zostanie wyhamowany przez słoneczną atmosferę i spadną do jego wnętrza, dalsze planety czeka później podobny los w wyniku hamowania przez gaz mgławicy planetarnej. Istnieje też szansa, choć jest ona niezmiernie mała, że w odległej przyszłości grawitacja gwiazd przechodzących w sąsiedztwie układu słonecznego uszczupli orszak planet towarzyszących Słońcu, wówczas zostaną one wyrzucone w przestrzeń międzygwiezdną. Wydarzenie takie może być skutkiem zbliżenia gwiazdy z Drogi Mlecznej lub z innej galaktyki podczas zderzenia galaktyk, szczególnie, że za około 3 miliardy lat oczekiwane jest zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną. Istnieje też niebezpieczeństwo, że w planetę uderzy inne ciało niebieskie o masie wystarczającej do rozerwania i zniszczenia jej. Słońce pozostanie prawdopodobnie samotne, bez orbitujących planet.

Mgławica Przedsłoneczna

Zgodnie z hipotezą mgławicy słonecznej Układ Słoneczny powstał na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się obłoku molekularnego o prawdopodobnej średnicy kilku lat świetlnych[7]. Aż do początku XXI wieku uważano, że Słońce powstało w wyniku samoistnego zapadania się odosobnionego obłoku. Pod koniec XX wieku zaobserwowano powstawanie dużej liczby gwiazd w obłokach położonych w pobliżu pozostałości po supernowych. Sugeruje to, że podczas powstawania Słońca w jego pobliżu mogły mieć miejsce supernowe. Fala uderzeniowa pochodząca z jednego z takich wybuchów mogła utworzyć w chmurze gazu i pyłu regiony o zwiększonej gęstości, powodując ich grawitacyjne zapadanie się i dając w ten sposób początek powstaniu Słońca. Ponieważ wyłącznie masywne, krótko żyjące gwiazdy wybuchają jako supernowe, Słońce musiało powstać w regionie, w którym powstawały liczne ciężkie gwiazdy, być może podobnym do Mgławicy Oriona. Dodatkowym argumentem za taką genezą powstania Układu Słonecznego są badania meteorytów, które ujawniły ślady nietrwałych izotopów takich jak żelazo 60Fe, które powstają wyłącznie podczas eksplozji supernowych. Skład izotopów w kometach wskazuje, że zawierają one materiał po eksplozji supernowej sprzed 4,6 miliarda lat.

Jeden z takich regionów zapadającego się gazu określany jako mgławica przedsłoneczna (ang. pre-solar nebula) dał początek Układowi Słonecznemu. Ten region miał średnicę od 7 000 do 20 000 jednostek astronomicznych (j.a.) i masę nieznacznie większą od masy Słońca. Jego skład chemiczny był podobny do obecnego składu Słońca. Około 98% masy stanowiły wodór i hel powstałe podczas pierwotnej nukleosyntezy zaraz po Wielkim Wybuchu. Pozostałe 2% masy to pierwiastki cięższe od litu, powstałe w procesie nukleosyntezy we wcześniejszych pokoleniach gwiazd. Pod koniec swojej ewolucji gwiazdy te wyrzuciły swe fragmenty łącznie z ciężkimi pierwiastkami w ośrodek międzygwiazdowy.

Z zasady zachowania momentu pędu wynika, że zapadająca się mgławica wirowała coraz szybciej. Wraz z kondensowaniem się w niej materiału coraz częściej dochodziło do zderzeń pomiędzy atomami, a ich energia kinetyczna przekształcała się w ciepło. Centrum, gdzie zgromadziło się najwięcej masy, stawało się coraz cieplejsze. W ciągu około 100 000 lat na skutek grawitacji, ciśnienia gazu, pól magnetycznych i rotacji[do weryfikacji] zapadająca się mgławica uległa spłaszczeniu i stała się dyskiem protoplanetarnym o średnicy około 200 j.a., a w jej centrum uformowała się gorąca i gęsta protogwiazda.

Uważa się, że w tej fazie ewolucji Słońce było gwiazdą typu T Tauri, czerpiącą energię głównie z zapadnia się materii. Badania gwiazd tego typu wskazują, że często towarzyszy im protoplanetarny dysk materii o masie od 0,001 do 0,1 masy Słońca. Kosmiczny Teleskop Hubble'a pozwolił zaobserwować w regionach powstawania gwiazd w Mgławicy Oriona dyski protoplanetarne o średnicy do 1000 j.a., zazwyczaj mają one jednak rozmiar kilkuset j.a. i są stosunkowo chłodne – osiągają temperaturę do 1000K. W ciągu kolejnych 50 milionów lat temperatura i ciśnienie wewnątrz Słońca wzrosły do tego stopnia, że została zapoczątkowana synteza jądrowa atomów wodoru. W ten sposób w Słońcu powstało wewnętrzne źródło energii, które przeciwdziałając sile grawitacyjnego zapadania się, doprowadziło do stanu równowagi hydrostatycznej, zapobiegając dalszemu zapadaniu się materii (patrz budowa gwiazdy). Uzyskanie tego stanu oznaczało osiągnięcie przez Słońce kolejnego etapu ewolucji znanego jako ciąg główny. Na tym etapie rozwoju gwiazdy czerpią energię z przemiany wodoru na hel w swoim wnętrzu. Jest to faza, w której Słońce znajduje się obecnie.

Powstanie Planet

Uważa się, że planety powstały z mgławicy słonecznej – chmury gazu i pyłu w kształcie dysku pozostałej po powstaniu Słońca. Zgodnie z tą teorią planety powstały na skutek akrecji z niewielkich ziaren pyłu orbitujących wokół protogwiazdy. Na skutek wzajemnych kolizji ziarna te zaczęły tworzyć coraz większe obiekty, aż do powstania planetozymali o średnicy około 5 km. Poprzez kolejne zderzenia ich rozmiar w dalszym ciągu wzrastał, w tempie 15 centymetrów na rok.

W wewnętrznym Układzie Słonecznym, w odległości do 4 j.a. od Słońca, było zbyt ciepło, aby cząsteczki lotnych substancji, takich jak woda czy metan, mogły ulec kondensacji na ziarnach pyłu, zatem planetozymale, jakie formowały się w tym regionie, składały się głównie ze związków chemicznych o wysokiej temperaturze topnienia, czyli metali takich, jak żelazo, nikiel, glin, lub minerałów takich, jak krzemiany. Ostatecznie powstały z nich cztery planety skaliste, czyli Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Ponieważ wspomniane związki stanowiły zaledwie około 6 promili masy mgławicy, wspomniane obiekty są stosunkowo małych rozmiarów. Pierwotnie zalążki planet skalistych osiągnęły masę około 0,1 M⊕ i przestały akumulować materię około 100 000 lat po powstaniu Słońca. Ich dalszy wzrost do obecnych rozmiarów miał miejsce na skutek dalszych zderzeń i połączeń.

Z kolei gazowe olbrzymy, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, powstały w dalszej odległości od Słońca – za orbitą Marsa, gdzie promieniowanie gwiazdy było na tyle słabe, że związki wody mogły pozostać w stanie stałym. Lód, z którego powstały planety zewnętrzne, występował w większej ilości niż metale i krzemiany, z których powstały planety skaliste. Dzięki temu osiągnęły one wystarczająco dużą masę, aby przyciągnąć atomy najlżejszych i najpowszechniejszych pierwiastków, wodoru i helu. Planetozymale w zewnętrznym Układzie Słonecznym osiągnęły masę do 4M⊕ w ciągu około 3 milionów lat. Teoretycy uważają, że Jowisz nieprzypadkowo powstał zaraz za granicą wiecznego lodu. Z opadającej w kierunku Słońca materii z zawartością lodu przy tej granicy zebrały się poprzez parowanie spore ilości wody i powstał region obniżonego ciśnienia, który przyspieszył ruch cząsteczek pyłu wokół Słońca i zapobiegł ich dalszemu przesuwaniu się do wewnątrz. W rezultacie linia wiecznego lodu stała się barierą, wzdłuż której, na odległości około 5 j.a. od Słońca, zaczęły szybko gromadzić się znaczne ilości materii. Utworzyła ona olbrzymi zalążek planety o masie około 10 mas Ziemi, który następnie zaczął szybko rosnąć, akumulując wodór z otaczającego go dysku, powiększając się o 150 mas Ziemi w ciągu około 1000 lat i ostatecznie osiągając masę 318 razy większą niż Ziemia. W tym procesie Jowisz generował tyle energii, że przez krótki czas mógł być jaśniejszy niż Słońce. Z kolei znacząco mniejszą masę Saturna można wyjaśnić tym, że powstał on kilka milionów lat po Jowiszu, gdy ilość dostępnego wodoru była już dużo mniejsza.

Młode gwiazdy typu T Tauri, jaką było Słońce, charakteryzują się dużo silniejszym wiatrem słonecznym niż starsze, bardziej stabilne gwiazdy. Uważa się, że Uran i Neptun uformowały się dopiero po powstaniu Jowisza i Saturna, gdy silny wiatr słoneczny przeniósł w przestrzeń kosmiczną większość materiału twórczego. W rezultacie planety nagromadziły niewielkie ilości wodoru i helu — nie więcej niż 1M⊕ każda. Powstania Urana i Neptuna nie wyjaśniają standardowe teorie powstawania planet, ponieważ planety te znajdują się w rejonie, w którym mała gęstość planetozymali i słabe oddziaływanie grawitacyjne Słońca czyniłyby proces akrecji tak dużych ciał wolnym i niewydajnym. W obecnej odległości od Słońca proces kumulacji materiału trwałby setki milionów lat; jest to niemożliwe, ponieważ dysk protoplanetarny został oczyszczony z gazu i pyłu znacznie wcześniej. Oznacza to, że Uran i Neptun uformowały się prawdopodobnie bliżej Słońca, w rejonie pomiędzy obecnym położeniem Jowisza i Saturna, by później przemieścić się na zewnątrz Układu (patrz Migracja planet poniżej). Z kolei analiza próbek pobranych przez Stardust z komety Wild 2 sugeruje, że materiały z wczesnego okresu formowania się Układu Słonecznego zostały przeniesione z cieplejszej, wewnętrznej części Układu Słonecznego w region pasa Kuipera.

Po okresie ok. 3–10 mln lat wiatr gwiazdowy młodego Słońca oczyścił dysk protoplanetary z gazów i pyłów, częściowo poprzez wyrzucenie ich w przestrzeń międzygwiezdną, a częściowo poprzez wchłonięcie, kończąc w ten sposób okres powiększania się rozmiarów planet.