Preskočiť na obsah

Vznik a vývoj slnečnej sústavy

Tento článok spĺňa podľa redaktorov slovenskej Wikipédie kritériá na dobrý článok.
z Wikipédie, slobodnej encyklopédie

Predstava umelca o protoplanetárnom disku

Vznik a vývoj slnečnej sústavy je súbor procesov, ktorými sa sformovali telesá slnečnej sústavy do dnešnej podoby. Pri hľadaní teórií opisujúcich vznik slnečnej sústavy sa premiešava množstvo vedných odborov vrátane astronómie, fyziky, geológie a planetológie. V hľadaní dôkazov o vzniku a formovaní slnečnej sústavy výrazne pomohli objavy exoplanét od začiatku 90-tych rokov a objavy hviezd s protoplanetárnymi diskami.

Podľa v súčasnosti najviac uznávaného modelu Slnko a jeho planéty vznikli takmer súčasne z obrovského oblaku medzihviezdnej hmoty pred asi 4,6 až 4,7 miliardami rokov.[1] Stavebným materiálom bol plyn a prach v pôvodnej chladnej materskej globule. Oblak sa vlastnou gravitáciou zmršťoval, v jeho strede sa utvorilo Slnko a okolo neho postupne vznikli planéty a medziplanetárna hmota. Okolo mnohých mladých hviezd, napríklad Vegy, sa planéty pravdepodobne formujú aj v súčasnosti.

Hmlovinová teória

[upraviť | upraviť zdroj]

Hmlovinová teória, presnejšie jej špecifikácia zvaná teória jadrovej akrécie, vysvetľuje väčšinu dnes pozorovaných charakteristík slnečnej sústavy: prečo planéty obiehajú okolo Slnka v rovnakom smere (nazývanom prográdny smer), prečo obiehajú takmer v jednej rovine, prečo sú ich dráhy takmer kruhové, prečo sú štyri planéty ležiace bližšie k Slnku malé, husté a pevné, kým štyri vzdialenejšie veľké a zložené predovšetkým z ľahších plynov.[2]

Zárodočná hmlovina

[upraviť | upraviť zdroj]

Mračno medzihviezdnej hmoty, z ktorého vznikla slnečná sústava, sa nachádzalo v galaktickom disku, v blízkosti roviny našej Galaxie, kde je až do súčasnosti množstvo plynoprachových mračien, z ktorých môžu vznikať hviezdne sústavy. Toto mračno bolo lokalizované na vnútornom okraji ramena Orióna vo vzdialenosti asi 30 000 svetelných rokov od jadra Galaxie. Hmota zárodočnej hmloviny bola veľmi riedka, len približne 10−20 kg/m3.[3] Skladalo sa najmä z vodíka a hélia, ale obsahovalo tiež ťažšie prvky ako napríklad uhlík, kyslík, dusík, kremík a železo, ktoré vytvorili predchádzajúce generácie hviezd.[2]

Zhruba pred 7 miliardami rokov sa toto mračno rozpadlo na množstvo globulí, ktorých hmotnosť sa väčšinou pohybovala v rozpätí 0,1 – 10 hmotností Slnka. Priemer globuly, z ktorej vznikala slnečná sústava, dosahoval približne 2 svetelné roky a jej hmotu tvorili častice plynu a prachu. Dominantnou zložkou bol vodík a malou prímesou hélia a ďalších prvkov. Prach tvoril len asi jedno percento z celkového množstva látky a jeho častice mali priemer menší než 0,001 milimetra. Počiatočnú teplotu tohto chladného riedkeho mraku odhadujeme na asi −230 °C.

Snímka z Hublovho vesmírneho ďalekohľadu zachytáva protoplanetárne disky okolo mladých hviezd v hmlovine M42. Predpokladá sa, že z podobného disku sa sformovala aj slnečná sústava.

Začiatok formovania

[upraviť | upraviť zdroj]

Dodnes nie je známe, čo bolo prvotným impulzom potrebným na to, aby sa globula začala zmršťovať. Predpokladá sa, že to mohol spôsobiť napríklad výbuch blízkej supernovy. Tlak žiarenia a rozpínajúcich sa zvyškov supernovy dokázal zahustiť globulu natoľko, aby sa vlastnou gravitáciou začala zmršťovať. Pôvodná chladná hmlovina sa začala zmenšovať a pomaly rotovať. Zmršťovaním vlastnou váhou sa uvoľnila gravitačná energia, ktorá sa premenila čiastočne na žiarenie a čiastočne na teplo, preto teplota globule pomaly rástla. Odstredivá sila stále sa zrýchľujúcej rotácie spôsobila, že globula sa postupne formovala do tvaru disku, ktorý nazývame protoplanetárny disk. Za niekoľko stotisíc, nanajvýš miliónov rokov, sa protoplanetárny disk zmenšil na o niečo väčší priemer, ako je dnešná obežná dráha Neptúna. V strede pôvodnej globuly sa sformovalo praslnko (protoslnko).[4] Priemer praslnka bol mnohonásobne väčší ako priemer dnešného Slnka. Ďalšou kontrakciou (zmršťovaním) sa protoslnko ešte viac zahrievalo. Teplo, ktoré v ňom vznikalo, sa dostávalo z jadra na povrch konvekciou. Dnes už konvekciu pozorujeme na Slnku len v takzvanej konvektívnej zóne. Z koróny praslnka unikali mohutné prúdy horúcej plazmy, praslnečný vietor. Ten podstatne ovplyvnil formovanie planét a formovanie slnečnej sústavy vôbec.

Vyparovanie a kondenzácia

[upraviť | upraviť zdroj]

Teplota zárodočného disku nebola všade rovnaká. Vo vnútorných častiach, bližšie k protoslnku, bola väčšia ako v chladnejších vzdialenejších častiach.[5] Pod vplyvom tepla sa ľahšie látky z vnútorných častíc vyparili a zostali len atómy ťažších prvkov ako kremíka, železa, horčíka a hliníka, z ktorých sa utvorili prachové zrná. Slnečný vietor, ktorý vyžarovalo praslnko, sa postaral o odstránenie najľahších prvkov – vodíka a hélia – z vnútorných častí disku. Až do vzdialenosti asi 700 miliónov kilometrov od praslnka zostal len prach tvorený ťažšími prvkami. Z neho sa potom formovali pevné, terestrické planéty. Vo väčších vzdialenostiach od Slnka sa vyparené látky opäť skondenzovali. Z tohto dôvodu tam už boli vhodné podmienky na to, aby sa na formovaní telies podieľali aj ľahšie prvky. Tak začali vznikať joviálne planéty.

Sformovanie planetezimál

[upraviť | upraviť zdroj]

Častice obiehali okolo protoslnka jedným smerom po dráhach svojím tvarom blízkych kruhu. Postupne sa po špirálových dráhach dostali zhruba do jednej roviny, v ktorej najväčšie telesá slnečnej sústavy obiehajú okolo Slnka. Keďže obiehali podobne rovnakou rýchlosťou a po podobných dráhach, jednotlivé častice sa k sebe približovali malou relatívnou rýchlosťou. Ich prvotné zliepanie zabezpečili elektrostatické náboje, ktoré udržali častice pohromade a vytvárali z nich voľné konglomeráty.[2] Po strete sa časť ich kinetickej energie premenila na teplo a časť zdeformovala telesá, vďaka čomu došlo k ich spojeniu. Takto sa pôvodne malé častice spájali do stále väčších a väčších celkov. Niekedy pri vzájomnej zrážke došlo aj k rozpadom, ale spájanie prevládalo. Zárodočná hmlovina bola dejiskom neustálych zrážok, rozpadov a spájania. Za niekoľko tisíc rokov zrná narástli do rozmerov niekoľkých centimetrov. Tieto telesá mali oveľa menšiu hustotu ako dnešné horniny. Nestability v disku spôsobili, že sa v ňom pod vplyvom gravitácie začali vytvárať prstence. Z častíc sa postupne utvorili miestne zhluky, ktoré naďalej na seba nabaľovali hmotu a zahusťovali sa. Tak vznikli väčšie telesá nepravidelného tvaru – planetezimály. Veľkosť planetezimál nie je presne stanovená, siaha od prachových častíc až k väčším planétkam. Podľa C. Alexandera sa planetezimály s priemerom 100 metrov utvorili pred 4,568 ± 0,002 miliardami rokov.[6]

Keď veľkosť planetezimál dosiahla zhruba 1 meter, nastal problém známy ako tzv. zrážková bariéra. Popri zhlukovaní častíc elektrostatickými silami je už totiž častejší rozpad zhlukov pri tých kolíziách, ktoré prebehli priveľkou rýchlosťou.[7]

Niektoré planetezimály vzniknuté v tomto období sa zachovali dodnes. Ide hlavne o telesá Kuiperovho pásu, ale zrejme aj o mnohé malé mesiace joviálnych planét. Zloženie asteroidov a komét by preto podľa predpokladov malo byť najpodobnejšie zloženiu pôvodnej hmoty z čias formovania Slnečnej sústavy.[8]

Umelecká predstava o formovaní sa joviálnej planéty (planéty podobnej Jupiteru) v protoplanetárnom disku hviezdy

Od planetezimál k planétam

[upraviť | upraviť zdroj]

Potom, čo planetezimály dorástli do určitých rozmerov, sa už na ich ďalšom spájaní do väčších celkov začala výraznejšie podieľať aj ich vlastná gravitácia. Za rádovo desaťtisíc rokov vzniklo postupným zliepaním obrovské množstvo telies s rozmermi 500 až 1 000 km. Do tejto fázy formovania sa však dostala len malá časť pôvodnej hmoty. Množstvo materiálu zostalo v podobe väčších či menších planetezimál, medziplanetárneho prachu a plynu. Po ďalšej kumulácii hmoty tieto telesá zvané protoplanéty vlastná gravitácia sformovala do tvaru gule. Neustále bombardovanie ich povrchov ďalším materiálom ako aj rozpad rádioaktívnych prvkov v ich vnútrach spôsobili, že protoplanéty boli roztavené. Vďaka tomu v nich mohla prebiehať ich gravitačná diferenciácia, proces, počas ktorého ťažšie prvky klesali k jadru protoplanét a ľahšie k povrchu, aby tam neskôr vytvorili kôru a prvotnú atmosféru. Mario Trieloff, fyzik a špecialista na meteority zo skupiny H-chondritov zistil, že protoplanéty sa formovali v horúcom prostredí. Podľa jeho názoru planéty zahrieval rádioaktívny izotop hliník 26, ktorý má polčas rozpadu 720 000 rokov. Produkty rozpadu hliníka 26 možno aj dnes identifikovať v meteoritoch.[9][10]

Protoplanéty sa utvárali aj na miestach, kde dnes obiehajú obrie plynné planéty Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Dokonca sa predpokladá, že zárodky týchto planét vznikli o niečo skôr ako zárodky terestrických planét a boli spočiatku desať až dvadsaťkrát hmotnejšie ako Zem. Vývoj joviálnych planét sa odlišuje od vývoja terestrických planét v tom, že zárodky joviálnych planét na seba začali gravitačne nabaľovať ľahké prvky, predovšetkým vodík,[2][11] ktoré vo vnútorných častiach disku viac-menej chýbali. Objem a hmotnosť planét vzdialených od Slnka sa týmto procesom prudko zväčšili. Ten plyn, ktorý na seba vznikajúce joviálne planéty nestihli strhnúť, bol postupne vymetený preč zo slnečnej sústavy hviezdnym vetrom, ktorý bol mimoriadne silný, pretože protoslnko prešlo do ďalšieho štádia svojho vývoja: stala sa z neho hviezda typu T Tauri, nestabilná premenná hviezda hlavnej postupnosti, ktorej žiarivý výkon sa prudko mení. Obežné dráhy vznikajúcich planét sa teda postupne čistili od materiálu.[2] Podľa najpodrobnejších výpočtov sa rádovo desiatky kilometrov veľké planetezimály počas 100 000 rokov spojili do planetárnych embryí s hmotnosťou rádovo 1024 kg. Ich rozsiahle plynné obálky zabrzdili ďalšie prelietajúce telesá, ktoré padali na ich povrch, a tým prudko zvyšovali ich hmotnosť. Za 4 milióny rokov by mal Jupiter týmto spôsobom dosiahnuť hmotnosť rovnajúcu sa 21 hmotnostiam Zeme a jeho vznik bol dokončený ďalšou bleskovou akréciou materiálu.[12]

Umelecká predstava o zrážke protozeme s telesom o veľkosti Marsu. Následkom tejto kolízie mal vzniknúť náš Mesiac

Intenzívne bombardovanie

[upraviť | upraviť zdroj]

Intenzívne bombardovanie novovzniknutých telies slnečnej sústavy medziplanetárnou hmotou ako kométami, planetezimálami, až protoplanétami, vrcholilo asi pred 4 miliardami rokov. Čím boli telesá väčšie, tým ich bolo menej a nedochádzalo až tak často k zrážkam, prípadné zrážky však boli o to katastrofickejšie. Spočiatku bolo bombardovanie také silné, že nedovolilo mladým terestrickým planétam, čiže Merkúru, Venuši, Zemi a Marsu, aby sa na nich utvorila pevná kôra. Neskôr toto bombardovanie začalo po sebe nechávať stopy, z ktorých niektoré sú pozorovateľné dodnes na planétach a ich mesiacoch ako impaktné krátery a panvy. Množstvo dopadových kráterov však bolo medzitým zahladené geologickými procesmi. Počas nasledujúcich niekoľkých stoviek miliónov rokov bombardovanie postupne slablo, aj keď aj v súčasnosti sa občas prihodia obrovské kolízie, ako napríklad zrážka Jupitera s kométou Shoemaker-Levy 9.

Intenzívne bombardovanie by mohlo vysvetliť prítomnosť vody na Zemi. Tá je totiž príliš prchavá látka na to, aby mohla byť na Zemi prítomná už od jej vzniku spojeného s vysokými teplotami. Vodu mohli dopraviť na Zem asteroidy a kométy gravitačne vymrštené Jupiterom.[13]

Migrácia planét

[upraviť | upraviť zdroj]

Veľmi dlho boli dráhy planét v slnečnej sústave považované za nemenné a predpokladalo sa, že planéty vznikli prakticky v tých vzdialenostiach od Slnka, kde ich pozorujeme dnes. Prvé pochybnosti prišli s objavom prvých exoplanét, ktoré nezriedka obiehajú svoje materské hviezdy vo vzdialenostiach, v ktorých sa podľa teórie protoplanetárneho disku nemohli vôbec sformovať. Preto vznikla teória o migrácii planét ako doplnok k štandardnému modelu.[2] Na možnú migráciu planét poukazuje aj to, že v roku 2001 Chambers a Wetherill dokázali, že medzi Marsom a Jupiterom by museli vzniknúť planéty približne veľkosti Marsu. Dnes tam však pozorujeme len pásmo planétok, v ktorom žiadne teleso nepresahuje priemer 1 000 kilometrov. Medzi Marsom a Jupiterom je pozorovaný silný deficit hmoty a predpokladá sa, že v čase formovania planét tam muselo byť hmoty tisícnásobne viac.[14] Počítačové modely navyše ukazovali, že počet sformovaných terestrických planét by mal byť nižší ako pozorovaný a nemal prekročiť tri. Tieto výsledky naznačujú, že v pásme asteroidov sa skutočne sformovali telesá o veľkosti planét, z ktorých sa jedno neskôr presunulo bližšie k Slnku. Touto „asteroidálnou planétou“ mala byť práve Zem. V súčasnosti však nepoznáme spoľahlivý mechanizmus, ktorý by Zem presťahoval na novú dráhu. Podľa jednej teórie na tom mala svoj podiel obrovská zrážka Zeme s telesom o veľkosti Marsu, následkom ktorej sa sformoval náš Mesiac.

Migrácia veľkých joviálnych planét by pre zmenu pomohla vysvetliť príliš strmý okraj Kuiperovho pásu. Podľa modelu s názvom Nice model sa planetárne embryo Jupitera utvorilo o niečo ďalej od Slnka. Naopak embryá Saturna, Urána a Neptúna sa utvorili na dráhach bližších k Slnku, pretože v miestach, kde sú teraz, by kvôli nízkej hustote zárodočnej hmloviny bol ich vznik krajne nepravdepodobný.[15] Okraj disku planetezimál ležal vo vzdialenosti 30 až 35 AU od Slnka. Neptún pri postupnom zväčšovaní svojej dráhy gravitačne vytláčal menšie telesá vo svojej rezonancii a postupne ich dopravil až do dnešného Kuiperovho pásu, kde sú obežné dráhy mnohých telies doteraz v silnej rezonancii 2:1.[16]

V roku 1984 ukázali J. Fernández a W. Ip, akým mechanizmom by sa Jupiter mohol dostať do vnútorných častí slnečnej sústavy. Napomôcť tomu mal efekt tzv. gravitačného praku, pri ktorom Jupiter urýchli blízko prelietajúcu planétku, pričom sám sa presunie nepatrne bližšie k Slnku rýchlosťou, ktorá je nepriamo úmerná pomeru hmotností Jupiter/planétka. Keďže v ranej histórii slnečnej sústavy sa Jupiter stretával s miliónmi planétok, mohol migrovať smerom k Slnku rýchlosťou až 0,2 AU za stotisíc rokov.[17] Podľa výpočtov migráciu Jupitera zastavil Saturn, ktorý ho dokonca po čase odtiahol ďalej od Slnka. Predpokladá sa, že v planetárnych sústavách, kde migráciu planéty podobnej Jupiteru nič nezastavilo, tieto planéty ničili malé kamenné planéty vo vnútorných častiach planetárnych sústav.[7]

Najmladšie evolučné procesy

[upraviť | upraviť zdroj]
Umelecká predstava blízkeho pohľadu na systém Pluto-Charon, ktorý za milióny rokov slapového brzdenia dosiahol stacionárnu rotáciu

Najdôležitejšie evolučné procesy z hľadiska vývoja planét sa odohrali počas prvej pol miliardy rokov. Najdlhšie sa utvárala najvzdialenejšia skupina telies slnečnej sústavy, vnútorný Oortov mrak, ktorý dosiahol maximum telies až po 1 a štvrť miliarde rokov. Fyzikálne dôkazy podporené dynamickými dôkazmi svedčia o tom, že kometárne jadrá mohli byť do Oortovho mraku dopravené gravitáciou Neptúna a v menšej miere aj Urána. Podľa simulácii bolo bežné, že sa teleso vzniknuté v oblasti Jupitera dostalo vďaka gravitácii Neptúna do Oortovho oblaku.[18]

Nasledujúce tri a pol miliardy rokov až do súčasnosti už pravdepodobne predstavovali pomalý vývoj. Stav slnečnej sústavy sa vo veľkom meradle počas tohto obdobia zrejme veľmi nelíšil od súčasnosti. Jednou z pomaly prebiehajúcich zmien bolo sústavné spomaľovanie rotácie Zeme a Pluta ich veľkými mesiacmi. To viedlo k tomu, že Plutov najväčší mesiac Cháron v súčasnosti obieha stacionárne a Mesiac Zeme má viazaný obeh. Slapové znižovanie rotačnej rýchlosti Zeme sa však ešte neskončilo a doba jednej otáčky Zeme okolo jej osi sa v súčasnosti predlžuje tempom asi 0,25 sekúnd za storočie.[12] K spomaleniu rotácie došlo zrejme aj u Merkúra, ale v jeho prípade to nespôsobil mesiac, ale slapové sily Slnka.

Mesiace, ktoré obiehajú planétu v protismere jej rotácie alebo obiehajú rýchlejšie, než planéta rotuje, pomaly špirálujú k planéte a v budúcnosti ich čaká roztrhanie jej slapovými silami. Tento osud postihne mesiac Marsu Phobos, mesiac Neptúnu Triton a Jupiterove mesiace Metis a Adrastea.

Budúci vývoj

[upraviť | upraviť zdroj]

Ďalší vývoj slnečnej sústavy závisí od vývoja jej centrálnej hviezdy Slnka. Slnko je v tejto fázy svojej existencie stabilná hviezda typu G2, ktorej žiarivý výkon sa mení len nepatrne. Stabilné však bude len dovtedy, kým budú v jeho jadre môcť prebiehať termojadrové reakcie, čiže kým sa neminú jeho zásoby vodíka, ktoré zostávajú ešte na niekoľko miliárd rokov. Keď sa všetok vodík v jadre premení na hélium, termojadrové reakcie na chvíľu prestanú a tlak žiarenia prestane pôsobiť proti tlaku jeho vlastnej gravitácie. Jadro sa zmrští, jeho teplota a tlak sa zvýši a dôjde k syntéze hélia na ďalšie chemické prvky, napríklad uhlík a kyslík. To Slnku zabezpečí stabilitu na ďalších pár miliónov až miliárd rokov. Vonkajšie vrstvy sa však začnú rozpínať, rednúť a chladnúť. Slnko prejde do štádia červeného obra. Jeho rozpínajúci sa povrch pohltí Merkúr, Venušu a možno aj Zem.

Zásoby hélia v jadre však tiež nie sú večné. Po ich minutí opäť dôjde k zastaveniu jadrových reakcií a tentoraz už nebude mať čo zabrániť jadru Slnka v gravitačnom kolapse. Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmení sa na bieleho trpaslíka – malú hustú horúcu hviezdu svietiacu iba z nažiarených zásob. Vonkajšie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zväčšujúcu planetárnu hmlovinu. Planetárna hmlovina sa bude rozpínať a postupne pohltí tie planéty slnečnej sústavy, ktoré nezničilo Slnko. Biely trpaslík napokon vychladne. Hmlovina sa rozptýli a môže slúžiť ako časť materiálu pre vznik novej hviezdy a planetárnej sústavy.

Podľa autorov K. Schrödera a R. Smitha Slnko nebude schopné vytvoriť v záverečných štádiách svojho života planetárnu hmlovinu, pretože na to nebude mať dosť hmoty. Zostávajúce plynové obaly budú mať len 1 % súčasnej hmotnosti Slnka a nijaký prach. Hmotnosť vzniknutého bieleho trpaslíka bude podľa ich výpočtov 54 % hmotnosti Slnka.[6]

Životný cyklus Slnka

Medzery hmlovinovej teórie

[upraviť | upraviť zdroj]

Odporcovia teórie o hmlovinovom scenári vzniku planét poukazujú na to, že pri tomto modeli nie je možný vznik obrích joviálnych planét. Slnečný vietor by totiž zásoby plynu rozložil a odfúkol skôr, ako by ho na seba stihli ich kamenné jadrá nabaliť v dostatočnom množstve. R. Durisen a iní poukázali na to, že Jupiter a Saturn sa nemohli utvoriť kondenzáciou hmoty na kamenné jadrá, pretože tento proces by musel trvať tak dlho, že zárodočný plyn slnečnej sústavy by sa za ten čas už rozptýlil do medzihviezdneho priestoru.[12]

Existuje však teória, ktorá vysvetľuje vznik joviálnych planét celkom iným procesom, ako vznik terestrických. Podľa tejto teórie by mali joviálne planéty vzniknúť prakticky náhle rýchlym kolapsom hustého disku (pozri nižšie).

Štandardný model nedokáže vysvetliť ani fakt, že Urán a Neptún si pri akrécii nenabalili také veľké obálky ako Jupiter a Saturn. Podľa Davida Stevensona teória akrécie jadra dokonca nedokáže vysvetliť vznik Uránu a Neptúna, pretože výbuch blízkej supernovy by spôsobil odparenie ich atmosfér počas vzniku. Východiskom by mohlo byť to, že Urán a Neptún vznikli vo vnútorných častiach slnečnej sústavy, kde ich hustý zárodočný disk ochránil a postupne došpirálovali na súčasné pozície. Teóriu migrácie planét podporuje aj fakt, že veľa objavených extrasolárnych joviálnych planét obieha príliš blízko k svojim, materským hviezdam, kde podľa teórie protoplanetárneho disku nemohli vôbec vzniknúť. To ale nevysvetľuje ďalšiu záhadu, mimoriadne excentrické dráhy mnohých exoplanét.

Ďalšou trhlinou v hmlovinovej teórii je silný deficit hmoty medzi Marsom a Jupiterom. V miestach, kde dnes pozorujeme pás asteroidov s malou súhrnnou hmotnosťou, sa mali podľa tejto teórie vytvoriť 2 až 4 protoplanéty s hmotnosťami Marsu až Zeme. Starší pokus o vysvetlenie hovorí, že hmotu v tejto oblasti výrazne preriedila gravitácia Jupitera, ale podľa Chambersa a Wetherilla Jupiter sám nedokázal odstrániť až také množstvo hmoty.

Veľké spochybnenie hmlovinovej teórie priniesol prudký rozmach objavov extrasolárnych planét. Keď počet objavených exoplanét dosiahol niekoľko tisícok a bolo teda možné urobiť prvú zmysluplnú štatistiku, výsledky značne podkopali štandardnú teóriu. Vzdialenosti, výstrednosti dráh a usporiadanie exoplanét v mnohých systémoch totiž hmlovinová teória nevie vysvetliť. Podľa hmlovinovej teórie sa napr. plynná planéta nemôže sformovať blízko materskej hviezdy, pretože teplota protoplanetárneho disku je v týchto miestach priveľká a vodík s hélium by neskondenzovali. Astronómovia však objavili veľa tzv. horúcich Jupiterov, exoplanét obiehajúcich pri svojej materskej hviezde dokonca bližšie než Merkúr k Slnku. Ďalšie planéty zase obiehali po príliš výstredných dráhach, iné obiehali materské hviezdy okolo jej pólov. Navyše najbežnejší zatiaľ (2014) pozorovaný typ explanéty je tzv. Super-Zem, teleso veľkosťou medzi Zemou a Neptúnom. Tento typ planéty sa však v Slnečnej sústave nevyskytuje.[2]

Na vysvetlenie astronómovia pridávajú k hmlovinovej teórii procesy, aké v slnečnej sústave neprebehli či prebehli len v malej miere, napríklad migráciu planét, silné gravitačné interakcie medzi planétami, odparovanie atmosfér joviálnych planét, čím sa obnažia ich jadrá a vytvoria Super-Zeme.[2]

Ďalšie variácie

[upraviť | upraviť zdroj]

Hmlovinová teória má aj niekoľko obmien a doplňujúcich štúdií, ktoré sa pokúšajú vyriešiť nedostatky štandardného modelu. Problém so vznikom joviálnych planét možno by sa dal obísť štúdiou, ktorá odmieta vznik joviálnych planét akréciou plynného materiálu na kamenné jadrá, ale vysvetľuje ich vznik ako produkt niekoľkých gravitačných kolapsov. Autorom tejto teórie je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington.[19] Podľa tejto teórie je vznik joviálnych planét veľmi krátky a v prípade Jupitera mohol celý tento proces trvať približne 300 rokov. To je v protiklade so štandardnou teóriou, podľa ktorej proces formovania planét trval milióny rokov. Planéty v Bossovom modeli vznikajú gravitačným kolapsom zhlukov v prachoplynovom disku. Nová teória dokáže vysvetliť aj proces formovania mnohých extrasolárnych plynných obrov, ktorých pôvod bol doteraz neznámy.[19] Podľa L. Mayera sa obrie planéty mohli vytvoriť za 800 rokov zrútením veľkých zárodkov v protoplanetárnom disku vďaka gravitačným nestabilitám.[12]

V prípade gravitačného kolapsu by však zmes plynu a prachu, z ktorého by sa mali utvoriť telesá hmotnosti terestrických planét, musela mať oveľa väčšiu hustotu, než akú očakávame v zárodočnej hmlovine. Druhým slabým miestom tejto teórie je, že terestrické telesá vzniknuté akréciou by mali mať rovnaké zastúpenie inertných plynov (neónu, argónu, kryptónu a xenónu), aké je priemerné zastúpenie týchto prvkov vo vesmíre. V skutočnosti majú pevné telesá len 10−7 až 10−10 množstva obvyklého u ostatných kozmických telies.[20] Problémom sú tiež veľmi excentrické dráhy zárodočných zhustení, takže ich zmrštenie by muselo byť veľmi rýchle, aby neboli rozbité slapovými silami pri prechode perihéliom.[21]

Iné teórie

[upraviť | upraviť zdroj]

Začiatkom 20. storočia sa okrem vyvíjajúcej hmlovinovej teórie objavili ďalšie hypotézy, ktoré vysvetľovali vznik slnečnej sústavy nejakou prírodnou katastrofou. Najznámejšia katastrofická teória je Jeansova teória.[22] James Hopwood Jeans bol anglický matematik, fyzik a astronóm, ktorý predpokladal, že vznik planét spôsobila iná hviezda, ktorá sa priblížila k nášmu Slnku na takú malú vzdialenosť, že svojou príťažlivou silou z neho vytrhla časť hmoty. Z nej sa potom sformovali jednotlivé planéty a iné obiehajúce telesá. Hlavný argument proti tejto teórii ako teórii vzniku planetárnych sústav všeobecne však hovorí, že štatistická pravdepodobnosť tesného stretu dvoch hviezd je veľmi malá. Vznik slnečnej sústavy by tak bol vo vesmíre výnimočným javom. Astronómovia však poznajú mnoho ďalších planetárnych sústav, čo naznačuje, že proces, akým vznikla naša planetárna sústava musí byť často opakovateľný.[23] Jeansova teória bola preto opustená.

Ďalšie teórie hovoria, že Slnko mohlo hmotu, z ktorej sa sformovali planéty, odvrhnúť v raných štádiách svojho vývoja bez pričinenia inej hviezdy. Hmota by mala byť z protohviezdy odvrhnutá v procese jej zahrievania a zmršťovania odstredivou silou rotácie.

Pierre Simone de Laplace

Vývoj názorov na vznik slnečnej sústavy

[upraviť | upraviť zdroj]

Prvé predstavy o vzniku vesmíru pochádzajú už z dôb, kedy ľudstvo začalo spoznávať, že Slnko, Mesiac a planéty sú mimozemské telesá. Rôzne náboženstvá vysvetľovali vznik Zeme a planét odlišne, ale zhodovali sa v tom, že celý vesmír vznikol súčasne (prípadne v priebehu niekoľko málo dní), že je konečný a že vznikol viac-menej v takej podobe, v akej ho poznáme dnes, tzn. že neprechádzal nijakým vývojom. Až v 17. storočí uverejnil Descartes prvú teóriu vzniku vesmíru, ktorá nepredpokladala zásah nadprirodzenej bytosti. Podľa jeho domnienky bol prapôvodný svet chaosom pohybujúcej sa hmoty, pričom pohyb a trenie častíc vytvárali víry. Vo víroch sa zhromažďovala hmota, z ktorej vzniklo Slnko a iné hviezdy. Koncom 17. storočia však Isaac Newton objavením gravitačného zákona dokázal, že takýto vznik vesmíru nie je možný.[24]

Prvý človek, ktorý vyslovil teóriu podobnú dnešnej najviac uznávanej teórii o vzniku slnečnej sústavy, bol Immanuel Kant. V roku 1775 napísal, že planéty sa rodia v chuchvalcoch prachu a plynu, ktoré krúžia okolo každej mladej hviezdy. Na Kantove úvahy nadviazal neskôr Pierre Simone de Laplace, ktorý dal tejto teórii presnejšiu fyzikálnu aj matematickú podobu. Moderná kozmológia túto teóriu ďalej zdokonaľovala, ale jej základná myšlienka zostáva stále platná.

V 20. storočí sformovali Richard B. Larson a Frank Shu modernú teóriu, podľa ktorej sa po vzniku hviezdy z prachoplynového oblaku zvyšný materiál sformuje do podoby protoplanetárneho disku, v ktorom sa môžu vytvoriť planéty.

V roku 1988 prebehol experiment navrhnutý Jürgenom Blumom, ktorý potvrdil tento model vzniku planét. Astronaut na palube raketoplánu Discovery vstrekol špeciálnou injekciou mikroskopické zrniečka kozmického prachu do vzduchotesnej komory. Táto komora bola naplnená plynom tak, aby to pripomínalo prostredie v protoplanetárnom disku. Jediný rozdiel bol v tom, že toto umelé prostredie bolo neporovnateľne hustejšie ako predpokladané prostredie protoplanetárneho disku. Už po niekoľkých minútach sa pôvodne mikroskopické zrniečka zhlukli do pozdĺžnych zlepencov.

Prvé pozorovania, ktoré potvrdzovali túto teóriu, sa uskutočnili v roku 1994. Vtedy Hubblov vesmírny ďalekohľad vyfotografoval niekoľko veľmi mladých hviezd vo Veľkej hmlovine v Orióne, okolo ktorých krúžia husté protoplanetárne disky.

Referencie

[upraviť | upraviť zdroj]
  1. ↑ Zdeněk Pokorný. Exoplanety. [s.l.] : Academia, Praha, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 62.
  2. ↑ a b c d e f g h NATURE (2014), 511,22. Planéty v chaose. Kozmos, 2014, s. strany: 18 – 20. ISSN 0323-049X.
  3. ↑ Zdeněk Pokorný. Exoplanety. [s.l.] : Academia, Praha, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 65.
  4. ↑ GREAVES, Jane S.. Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science, 2005-1-7, roč. 307, čís. 5706, s. 68. ISSN 0036-8075. DOI: 10.1126/science.1101979. (anglicky)
  5. ↑ ZABLUDOFF, Ann. Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System [online]. University of Arizona, jaro 2003, [cit. 2010-04-19]. Dostupné online. (anglicky)
  6. ↑ a b GRYGAR, Jiří. Žeň objevů 2007 [online]. Kozmos, [cit. 2010-06-13]. Kapitola 1. 4. Slunce. Dostupné online. (česky)[nefunkčný odkaz]
  7. ↑ a b Jiří Grygar. Žeň objevů 2012 (kapitola 2.1.3. Souhrnné studie o exoplanetách). Kozmos, 2014, s. strany: 24.
  8. ↑ Ján Svoreň. DAWN mieri k Cerere. Kozmos, 2013, s. 26. ISSN 0323-049X.
  9. ↑ Nature. Horúci proces formovania planét. Kozmos, 2005, s. 21.
  10. ↑ HAZEN, Robert M.. Evoluce minerálů. Scientific American, české vydání, apríl 2010, s. 74 – 81. ISSN 1213-7723.
  11. ↑ SAGAN, Carl. Komety: tajemní poslové z hvězd. Preklad Josef Solař. [s.l.] : [s.n.], 1998. ISBN 80-85876-44-2. Kapitola Mementa stvoření, s. 171 – 182.
  12. ↑ a b c d Jiří Grygar. Žeň objevů 2003 (kapitola 1,3, Planetární sostava kdysi a dnes). Kozmos, 2005, s. strany: 12 – 13.
  13. ↑ RAYMOND, Sean N.; QUINN, Thomas; LUNINE, Jonathan I.. High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability [PDF]. . S. 66 – 84. Dostupné online. DOI:10.1089/ast.2006.06-0126 (anglicky)
  14. ↑ Luboš Neslušan. Bola proto-Zem asteroidálnou planétou?. Kozmos, 2005, s. 4 – 5.
  15. ↑ TAYLOR, G. Jeffrey. Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon [online]. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology, 2001-8-21, [cit. 2010-04-20]. Dostupné online. (anglicky)
  16. ↑ Luboš Neslušan, Marián Jakubík. Strmý okraj Kuiperovho pásu. Kozmos, 2008, s. strany: 14.
  17. ↑ Jiří Grygar. Žeň objevů 2005 [online]. [Cit. 2009-10-24]. Kapitola 1.1.4. Jupiter. Dostupné online. Archivované 2016-03-04 z originálu. (česky)
  18. ↑ Luboš Neslušan, Marián Jakubík. Simulácia dynamického vývoja. Kozmos, 2008, s. strany: 13.
  19. ↑ a b Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov. Kozmos, 2003, s. 2.
  20. ↑ Zdeněk Pokorný. Exoplanety. [s.l.] : Academia, Praha, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 75.
  21. ↑ Jiří Grygar. Historie i současnost sluneční soustavy. Kozmos, 2001, s. strana: 19.
  22. ↑ Josip Klezcek. Velká encyklopedie vesmíru. [s.l.] : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. strana: 197.
  23. ↑ Jiří Bouška. Astronomie jednoduchých prostředků. [s.l.] : Mladá fronta, Praha, 1953. S. 20.
  24. ↑ Jiří Bouška. Astronomie jednoduchých prostředků. [s.l.] : Mladá fronta, Praha, 1953. S. 18.

Pozri aj

[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy

[upraviť | upraviť zdroj]
Portal Portál slnečná sústava
Zdroj: „https://sk.wikipedia.org/w/index.php?title=Vznik_a_vývoj_slnečnej_sústavy&oldid=7793243“