AKKRETJONSTEORI: BAKGRUNN OG FORKLARING - FYSISK - 2025

Den t eoría Tilveksten (eller ansamling) i astrophysics, forklarer at planetene og andre himmellegemer blir dannet ved kondensasjon av små støvpartikler som tiltrekkes ved hjelp av tyngdekraften.

Ideen om at planeter dannes på denne måten ble fremmet av den russiske geofysikeren Otto Schmidt (1891-1956) i 1944; Han foreslo at en enorm sky av gass og støv, i form av en flat plate, omringet solen i det tidlige solsystemet.

Figur 1. Kunstnerens konsept av den protoplanetære disken, fra hvilken planeter dannes av akkresjon. Kilde: Wikimedia Commons.

Schmidt hevdet at Solen hadde skaffet seg denne skyen i forbindelse med en annen stjerne, som, gjennom sin bevegelse gjennom galaksen, passerte samtidig gjennom en tåke rik på støv og gass. Nærheten til den andre stjernen hjalp vår til å fange materie som senere kondenserte.

Hypoteser om dannelsen av solsystemet faller inn i to kategorier: evolusjonær og katastrofal. Førstnevnte bekrefter at både Solen og planetene utvikler seg fra en enkelt prosess og dateres tilbake til ideene foreslått av Inmanuel Kant (1724-1804) og Pierre Simon de Laplace (1749-1827).

Det andre peker på en katastrofal hendelse, for eksempel en kollisjon eller nærhet til en annen stjerne, som utløser for planetdannelse. Opprinnelig falt Schmidt-hypotesen i denne kategorien.

Forklaring

I dag er det observasjoner av unge stjernersystemer og tilstrekkelig beregningskraft til å utføre numeriske simuleringer. Dette er grunnen til at katastrofale teorier har blitt forlatt til fordel for evolusjonære.

Den nebulære hypotesen om dannelsen av solsystemet er for tiden den mest aksepterte av det vitenskapelige samfunnet, og opprettholder akkresjonen som den plandannende prosessen.

Når det gjelder vårt eget solsystem, for 4,5 milliarder år siden, samlet gravitasjonstrekk små partikler av kosmisk støv - i størrelse fra noen få angstrømmer til 1 centimeter - rundt et sentralt punkt og dannet en sky.

Denne skyen var fødestedet til Solen og dens planeter. Det spekuleres i at opprinnelsen til det kosmiske støvet kan være den forrige eksplosjonen av en supernova: en stjerne som kollapset voldsomt og spredte restene gjennom rommet.

I de tetteste områdene av skyen kolliderte partiklene oftere på grunn av deres nærhet og begynte å miste kinetisk energi.

Da fikk gravitasjonsenergien skyen til å kollapse under sin egen tyngdekraft. Dermed ble født en protostar. Tyngdekraften fortsatte å virke til den dannet en skive, hvorfra de første ringene ble dannet og senere planeter.

I mellomtiden komprimerte sola i sentrum, og da den nådde en viss kritisk masse, begynte atomfusjonsreaksjoner å oppstå i den. Disse reaksjonene er det som opprettholder solen og eventuelle stjerner.

De meget energiske partiklene ble fremdrevet fra Solen, som er kjent som solvinden. Dette bidro til å rydde opp avfallet og kaste det ut.

Dannelse av planetene

Astronomer antar at etter fødselen av stjernekongen vår, forble skiven med støv og gass som omringet den i minst 100 millioner år, noe som ga nok tid til planetdannelse.

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

På vår tidsskala ser denne perioden ut som en evighet, men i virkeligheten er den bare et kort øyeblikk i universitetstiden.

På dette tidspunktet ble det dannet større gjenstander, omtrent 100 km i diameter, kalt planetesimals. De er embryoene til en fremtidig planet.

Den nyfødte solens energi bidro til å fordampe gasser og støv fra disken, og dette forkortet fødselstiden til de nye planetene betraktelig. I mellomtiden fortsatte kollisjonene å tilføre saken, siden dette nettopp er akkresjon.

Modeller av planetarisk dannelse

Ved å se på unge stjerner i formasjonen, får forskere innsikt i hvordan vårt eget solsystem ble dannet. I begynnelsen var det en vanskelighetsgrad: Disse stjernene er skjult i det synlige frekvensområdet, på grunn av skyene i kosmisk støv som omgir dem.

Men takket være teleskoper med infrarøde sensorer, kan den kosmiske støvskyen penetreres. Det er vist at det i de fleste av tålerne i Melkeveien er stjerner i formasjon, og sikkert planeter som følger med dem.

Tre modeller

Med all den informasjonen som er samlet så langt, har tre modeller blitt foreslått om planetdannelse. Den mest aksepterte er akkresjonsteorien, som fungerer bra for steinete planeter som Jorden, men ikke like bra for gassgiganter som Jupiter og de andre ytre planetene.

Den andre modellen er en variant av den forrige. Dette sier at det først dannes bergarter, som gravitasjonsmessig blir tiltrukket av hverandre, noe som akselererer planetdannelse.

Til slutt er den tredje modellen basert på ustabiliteten til disken, og den er den som best forklarer dannelsen av gassgigantene.

Den kjernefysiske akkresjonsmodellen og steinete planeter

Med solens fødsel begynte det gjenværende materialet å klumpe seg sammen. Større klynger dannet seg og lette elementer som helium og hydrogen ble feid vekk av solvinden til regioner lenger bort fra sentrum.

På denne måten kunne de tyngre elementer og forbindelser, så som metaller og silikater, gi opphav til de steinete planetene nær solen. Deretter ble en prosess med geokjemisk differensiering startet og jordens forskjellige lag ble dannet.

På den annen side er det kjent at påvirkningen fra solvinden avtar med avstand. Vekk fra solen kan gassene som dannes av lette elementer samles. På disse avstandene fremmer frysetemperaturer kondensering av vann og metanmolekyler, noe som gir opphav til gassformige planeter.

Astronomer hevder at det er en grense, kalt "islinjen" mellom Mars og Jupiter, langs asteroidebeltet. Der var frekvensen av kollisjoner lavere, men den høye kondensasjonsraten ga opphav til planetesimaler av mye større størrelse.

På denne måten ble de gigantiske planetene opprettet, i en prosess som merkelig nok tok kortere tid enn dannelsen av steinete planeter.

Akkretisjonsteorien og eksoplaneter

Med oppdagelsen av eksoplaneter og informasjonen samlet om dem, er forskere ganske sikre på at akkresjonsmodellen er hovedprosessen med planetdannelse.

Det er fordi modellen veldig godt nok forklarer dannelsen av steinete planeter som Jorden. Til tross for alt er en god del av eksoplanetene som hittil er oppdaget, av gassformet type, av en størrelse som kan sammenlignes med den til Jupiter eller mye større.

Observasjonene indikerer også at gassformige planeter dominerer rundt stjerner med tyngre elementer i kjernene. På den annen side dannes det steinete rundt stjerner med lette kjerner, og solen er en av disse.

Figur 3. Kunstnerens representasjon av eksoplaneten Kepler 62f rundt stjernen, i stjernebildet Lyra. Kilde: Wikimedia Commons.

Men i 2005 ble endelig en steinete eksoplanett oppdaget i bane rundt en solstjernetype. På en måte indikerer dette funnet, og andre som fulgte, at steinete planeter også er relativt mange.

For studiet av eksoplaneter og dannelse av dem, lanserte European Space Agency i 2017 CHEOPS-satellitten (Characterizing ExOPlanets Satellite). Satellitten bruker et meget følsomt fotometer for å måle lys fra andre stjernesystemer.

Når en planet går foran stjernen sin, opplever den en reduksjon i lysstyrken. Ved å analysere dette lyset kan størrelsen bli kjent og om det er gassformige eller steinete gigantplaneter som Jorden og Mars.

Fra observasjoner i unge systemer vil det være mulig å forstå hvordan akkresjon skjer i planetdannelse.

referanser

1. Landet. Dette er 'Cheops', den spanske satellitten for måling av eksoplaneter. Gjenopprettet fra: elpais.com.
2. Planetjegere. Hva forstår vi egentlig om planetdannelse? Gjenopprettet fra: blog.planethunters.org.
3. Sergeev, A. Født av støvet. Gjenopprettet fra: vokrugsveta.ru.
4. Dannelse av solsystem. Kapittel 8. Gjenopprettet fra: asp.colorado.edu.
5. Taylor, N. Hvordan dannet solsystemet? Gjenopprettet fra: space.com.
6. Woolfson, M. Solsystemets opprinnelse og utvikling. Gjenopprettet fra: academic.oup.com.