Hvornår vidste vi farven/udseendet på alle planeterne i vores solsystem?

Hvornår vidste vi farven/udseendet på alle planeterne i vores solsystem?

Hvornår opdagede vi farven/udseendet på alle planeterne i vores solsystem? Var denne proces spredt over en lang periode?


Vector -webstedet giver et godt resumé af, hvad vi ved om planeterne. Det er kilden til mit svar.

Nogle planeter var temmelig velkendte for de gamle, men de kunne kun bruge deres øjne indtil teleskopets fødsel og spredning (begyndende i 1600'erne) og derefter moderne teleskoper og rumsonder (1900'erne).

De planeter, de gamle kendte, var Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn. Af disse kunne Venus og Mars observeres nærmere af øjnene (med Mars der ser rødt ud), men Jupiter og Saturn fremstår som lysere fjerne stjerner. De havde imidlertid en klar bane, og derfor faldt de i kategorien "planet". Selv de tættere planeter er forvirrende for øjet - Merkur og Venus er lavt i atmosfæren og/eller falder sammen med solen, hvilket gør det svært at se nogen detaljer med øjet.

Teleskoper fra 1600'erne ind i begyndelsen af ​​1900'erne kunne kun fortælle så meget. Ved hjælp af matematik og orbitalmekanik kombineret med teleskopobservationer kunne astronomer bestemme relativ densitet, masse, orbitale parametre og så videre. Fremtrædende måner kunne også ses: Galileo opdagede fire måner med sin første observation af Jupiter i 1610.

De mere fjerne planeter krævede stærkere teleskoper. Uranus blev ikke opdaget før i 1780'erne, og dens ringe blev først opdaget i 1977.

Forståelse af Uranus 'orbitalmekanik udviklede sig i 1800'erne for at antyde tilstedeværelsen af ​​en anden planet, og derfor begyndte astronomer at kigge. Med den seneste forståelse af Uranus 'mærkelige bane og noget matematik, skitserede Le Verrier positionen for det, der måtte være kilden til spørgsmålet - og dermed blev Neptun fundet i 1846. Galileo havde faktisk opdaget Neptun i 1613, men kridtede det op til en stjerne. Neptuns første måne Triton blev opdaget kort tid efter, men virkede så lille og svag, at det var svært at beregne dens egenskaber.

Pluto blev først opdaget i 1930. Jeg vil undgå planetdebatten her, men oplysninger om Pluto var langsomme og svære at fortolke. Charon, der definerer noget af Plutos adfærd og at være usædvanligt som et binært system, blev først fundet i 1978.

Teleskoper kan også være vildledende. Den mest berømte sag er Mars 'kanaler. Tilstedeværelsen af ​​kanaler, der syntes at forbinde oceaner eller oaser, optrådte i observationer i 1800'erne. Giovanni Schiaparelli producerede et kort over Mars i 1877, der viste dem fremtrædende. Kanalerne og deres mulige oprindelse fangede fantasien hos astronomer og sci-fi-samfundet i årevis, selvom andre astronomer hævdede, at de ikke kunne se dem. Denne dille omfattede en bog, MARS AND ITS CANALS, af Percival Lowell i 1906. Da Mariner 4 observerede Mars i 1965, var der ingen kanaler eller oaser - bare en ufrugtbar planet.

Grænserne for klassiske teleskoper begyndte at blive nået i slutningen af ​​1800 -tallet. For eksempel ville Jupiters femte kendte måne blive observeret i 1892 og ville være den sidste, indtil fotografering og billedteknologi (dvs. moderne teleskoper) blev nyttig. Radarastronomi ville give yderligere data og ville korrigere nogle tidligere observationer, såsom at vise Venus være meget varm i 1950'erne (tidligere blev Venus antaget at være sumpet).

De fleste af disse jordbaserede observationer var stadig relativt grundlæggende i 1960'erne. Rumsonder måtte afklare og bekræfte mange af disse observationer, begyndende i begyndelsen af ​​1960'erne med enkle sonder. For gasgiganterne var Pioneers 10 og 11 de første besøgende, men var temmelig grundlæggende, men de snart efterfølgende Voyagers leverede fantastiske data, der tilføjede meget til det, der nu er kendt-selvom der stadig er masser af mysterier derude. Jordbaserede observatorier spiller også stadig en fremtrædende rolle.

For at opsummere svaret havde kun få planeter farve og udseende, der kunne estimeres og gætter indtil relativt for nylig. Teleskopet hjalp bestemt med at starte i begyndelsen af ​​1600 -tallet, men der var stadig fejl og begrænsninger (kontakten til Mars -kanalen er et eksempel). Jordbaserede observationer har udvidet vores viden, men er mere optaget af fysiske egenskaber (masse, tæthed, centrifugeringshastigheder, atmosfæriske parametre osv.). Rumprober har været de bedste til at bestemme farve og udseende.


Tl; dr

Hvis vi definerer "farve" som sand synlig lysfarve og "udseende" som at være i stand til at skelne overfladeegenskaber, forlader det bare "planet".

Hvis vi inkluderer Pluto, 2015 da New Horizons fløj forbi Pluto.

Hvis vi ikke inkluderer Pluto, 1989 da Voyager 2 fløj forbi Neptun. For mange af de ydre planeter var Voyager Grand Tour -missionerne de første rigtig gode billeder, vi fik.

På grund af tvetydigheden om "planet" afhænger svaret af, hvornår du spørger, og hvad du mener er planeter. Hvis du spurgte indtil 1989, ville svaret være "vi har ikke gode billeder af Neptun og Pluto endnu". Hvis du spurgte efter Voyager 2 flyve-forbi Neptun i 1989, men før Plutos degradering i 2008, ville svaret være "vi har ikke gode billeder af Pluto endnu". Efter at Pluto blev degraderet til en dværgplanet i 2008 blev svaret med tilbagevirkende kraft "1989". Og hvis vi finder den hypotetiserede planet ni, vil svaret gå tilbage til "vi har ikke set alle planeterne endnu". Mærkelig.

Al denne absurditet kommer ned på, hvad der er en "planet", og at vi bliver ved med at opdage nye. Også hvad det vil sige at "kende" dens farve og udseende. Disse er vilkårlige definitioner. Lad os først "planet" af vejen. Det er den mest omstridte og også af den mest historiske relevans.

"Planet"

Før det 21. århundrede var der ingen formel definition af en planet. Og hvad der er og ikke er en planet, har ændret sig over tid. Der er et mønster gennem historien for at beslutte, at et sæt ting er "planeter". Så finder vi en masse nye ting, der burde være i det sæt, men så ville vi have for mange planeter. Så vi vælger et mere restriktivt sæt.

"Planet" er en kategori, vi har fundet på. Der er ingen hård grænse mellem "planet" og "ikke en planet". Det er en kulturel og historisk ting. Det er ikke en kategori, der hjælper forskere. For forskere er der planetariske masseobjekter, som er kroppe, der er store nok til at være blevet trukket ind i en kugle af deres egen tyngdekraft, men ikke så store, at de kan gennemgå fission. Disse behøver ikke engang at gå i kredsløb om en stjerne, useriøse planeter.

Forskere har en tendens til yderligere at opdele "planeter" i stenede planeter (Merkur, Venus, Jorden, Mars) og gasgiganter (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun).

Under geocentrisme

I oldtiden var "planeter" de "vandrende stjerner" synlige for det blotte øje, der roterede rundt om Jorden. Afhængigt af hvem du spurgte, var dette Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, Solen og Månen. Ptolomi omfattede Solen. Ja, Månen og Solen blev betragtet af mange "planeter", fordi disse i geocentrisme alle kredsede om Jorden. Og Jorden var ikke en planet, fordi det var det, alt andet kredsede om.

Two-Sphere-modellen i den latinske middelalder

Under heliocentrisme

Derefter bemærkede folk, at Jupiter og Saturn har deres egne ting, der kredser om dem. Ting der ikke kredsede om jorden! Nogle mennesker kaldte dem planeter, nogle kaldte dem satellitter. Til sidst indså vi, at planeter er ting, der kredser om solen, og som til sidst omfattede Jorden. Nu var planeterne Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter og Saturn.

Kometer og asteroider og måner, åh min!

Opdagelsen af ​​Ceres i 1801 og andre asteroider forårsagede et nyt problem. For astronomer fra 1800 -tallet ligner det en planet: en ting, der kredser om solen. Oprindeligt blev det og andre store asteroider betragtet som planeter. Men i midten af ​​århundredet blev det klart, at disse var meget mindre, grupperet sammen, og der var mange af dem. Så kategorien "asteroide" blev opfundet for at adskille dem fra planeterne.

Opdagelsen af ​​Neptun i 1846, opdaget ved matematisk forudsigelse, syntes at være planternes ende. Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun var planeterne, der var ikke flere.

Planet X

Efter opdagelsen af ​​Neptun ved at observere forstyrrelser i Uranus 'bane, begyndte folk at forudsige en tiende planet, Planet X. I 1930 fandt en amerikaner Pluto, bare en lille prik, der bevægede sig mellem to billeder, men det var nok.

Oprindeligt troede folk, at dette var "Planet X" med en masse tæt på Jordens. Så i 1948 var det tættere på Mars. I 1976 blev det indset, at Pluto er langt mere reflekterende end antaget og havde måske 1% af Jordens masse. Vi ved nu, at den har 0,2% af Jordens masse og betragtes som en binær planet med Charon, de kredser et punkt uden for begge kroppe.

Men det var for sent for en nedgradering, Pluto var en planet. Så længe…

Plutinos, Trans-Neptunian Objects, Kuiper Belt Objects og Dwarf Planets

I 1992 blev 15760 Albion opdaget, en planet ud over Pluto. Ligesom opdagelsen af ​​Ceres to århundreder før blev dette betragtet som en anomali og stort set ignoreret af offentligheden. Det har ikke engang fået et ordentligt navn.

Nu var søgningen igang og tusinder mere blev fundet. Men de var små og kaldte "mindre planeter" eller trans-neptuniske og endnu flere kuiperbælteobjekter. Ingen trussel mod den etablerede orden.

Så i 2005 er Eris opdaget, et trans-neptunisk objekt mere massivt end Pluto. Er dette en planet? Hurtigere fulgte, og Pluto lignede mindre en planet og mere som bare den første TNO, der blev fundet.

Igen opstod problemet om, hvad vi ønsker, at en planet skal være? Hvis Pluto er en planet, så er Eris og Ceres også de andre store TNO'er og asteroider. Vil vi have otte planeter eller firs planeter? Eller siger vi vilkårligt, at Pluto er en planet, og Eris og Ceres ikke er det?

Exoplaneter

I 1989 opdagede vi den første exoplanet, en planet omkring en anden stjerne. Som før startede det med en eller to om året. I 1996 opdagede vi seks. 13 i 1999. 30 i 2002… Med lanceringen af ​​Kepler dedikeret til at finde eksoplaneter i 2009 strømmede opdagelserne ind. Vi er nu på 3730.

Nu hvor vi finder "planeter" omkring andre solsystemer, og i bulk, blev det endnu vigtigere at definere, hvad en "planet" er.

IAU definition

Den Internationale Astronomiske Union, der helst ikke ville have involveret sig i det, der var et kulturelt spørgsmål, ikke et videnskabeligt spørgsmål, trådte endelig ind. De havde den upassende opgave at komme med en tilbagevirkende videnskabelig definition for at retfærdiggøre et kulturelt og historisk sæt planetarisk Masseobjekter. I 2008 definerede de formelt en planet som at have ...

  1. en bane rundt om solen,
  2. tilstrækkelig masse til at antage hydrostatisk ligevægt (en næsten rund form) og
  3. "ryddet kvarteret" omkring sit kredsløb.

Ingen har været lykkelige siden.

"Rydning af kvarteret" er den mest kontroversielle og svære at definere, selvom der er foreslåede definitioner. Alt, der tilfredsstiller 1 og 2, men ikke 3, er en "dværgplanet". Alt, der opfylder 2 og 3, men som kredser om en anden stjerne, er en "exoplanet" (selvom den definition ikke er formel).

"Rydning af kvarteret" er det, der slog TNO'erne (inklusive Pluto) og de store asteroider ud. Andre forslag, der holdt Pluto inde, var enten vilkårlige eller ville efterlade os med (dengang) snesevis eller (nu) hundredvis af planeter. For eksempel ville en masseafskæring, der omfattede Pluto, være vilkårlig og stadig efterlade os med snesevis af planeter. En afskæring i en bestemt afstand fra Solen ville være vilkårlig og stadig efterlade os med snesevis af store asteroider. Blot at definere en liste over planeter var vilkårlig. Så det er "at rydde kvarteret".

Ved at kende historien om, hvor ofte det, der er en "planet", har ændret sig, og at det er af ringe videnskabelig betydning, kan jeg personligt ikke blive for begejstret for, hvad der er og ikke er en "planet". Uanset om vi kalder Pluto for en planet eller en dværgplanet eller et trans-neptunsk objekt eller et planetarisk masseobjekt, så det at se New Horizons-mission afsløre, at Pluto var lige så fantastisk.

Planet ni

Og vi stadig forvent at finde flere planeter! Det ydre solsystem er dårligt forstået, og overalt hvor vi kigger, finder vi flere dværgplaneter.

Ved at undersøge TNO'ernes baner har forskere bemærket, at der er en usædvanlig tendens til, at planeter ud over Neptuns indflydelse er samlet på samme side af solsystemet. Dette kan være resultatet af en stor stenet planet med en meget elliptisk 15.000 års bane på den modsatte side af solsystemet: Planet Nine.

Baner af TNO'er foreslås påvirket af en hypotetisk planet ni. Planet Nine er i orange.

"Farve" og "Udseende"

Hvilken farve har Jorden? Er det en lyseblå prik? Eller er det en hvirvel af blå, grøn, brun og hvid? Hvilken farve har Pluto? Er det den sorte og brune fra Hubble -rumteleskopet? Eller er det den lyserøde og sølvmarmor afsløret af New Horizons?

Er det overhovedet synligt lys? Hvad med ultraviolet og infrarødt lys langt mere nyttigt for astronomi. Der foretages få astronomiske observationer i det synlige lysområde, Hubble er et af de sidste store synlige lysobservatorier. Det gøres ofte i andre frekvenser, som både afslører mere nyttige data om objektet, og som vores atmosfære er uigennemsigtig for. For eksempel var Voyager 2's kameraer følsomme over for UV og synligt lys, de brugte filtre til bølgelængdeområder svarende til "UV", "violet", "blå", "grøn", "orange" og til de specifikke bølgelængder af metan.

Da vi vidste, at en planets "farve" er op til dig. Det er et spørgsmål om, hvor god opløsningen på vores billeder var dengang. Generelt, når en planet først opdages, er det ikke andet end et lyspunkt på et par sort / hvide fotografier eller et par pixels i en enkelt bølgelængde fanget af en CCD. Flere observationer foretages med højere opløsninger og i flere frekvenser. Mange billeder af planeter, du ser, er "falske farver" -billeder, sammensætninger af mange billeder taget i en enkelt frekvens.

På samme måde er "udseende" et spørgsmål om opløsning. I lang tid var Pluto et par slørede pixels, og Charon var en lille bule, der med jævne mellemrum ville dukke op.

Hvornår?

Lad os sige "udseende" betyder, at vi er i stand til at skelne store overfladefunktioner som kratere. Og "farve" betyder, at vi kender noget som dens sande synlige lysfarve.

I så fald, hvis vi inkluderer Pluto, så er det meget klart, at vi ikke kendte farven og udseendet på alle "planeterne", før New Horizons begyndte at sende billeder tilbage i 2015.

Pluto via Hubble i 2003.

Pluto via New Horizons i 2015.

Hvis vi går med otte planeter, kendte vi ikke farven og udseendet på alle planeterne, før Voyager 2 besøgte Neptun i 1989 og sendte vores første rigtige klare billeder tilbage.

I stedet for at gennemgå alle planeterne, og fordi dette indlæg er blevet temmelig langt, opfordrer jeg dig til at se på vores observationer af hver over tid og selv bestemme.


Dette afhænger meget af præcis, hvad du mener med "farve/udseende på alle planeterne".

Hvis du bare overvejer de klassiske planeter (Merkur til Saturn), kendte vi deres farve i forhistorisk tid. Vi fik en vag idé om, hvordan de så ud på nært hold med teleskopets opfindelse i begyndelsen af ​​1600-tallet-Galileo-savbånd på Jupiter og Saturn-ringene-og dette forbedrede sig mere eller mindre kontinuerligt, efterhånden som teleskoper forbedrede sig indtil 1960'erne, da planetariske sonder tog over.

Fra og med Mariner 4 i 1965 begyndte vi en række interplanetære missioner, som - til sidst i 2015, da New Horizons fotograferede halvdelen af ​​Pluto's overflade - afsluttede rekognoscering af alle planeterne, både klassiske og teleskopiske.


Her er en diskussion af de astrologiske symbolske farver på forskellige planeter.

http://cura.free.fr/22plcome.html1

Kviksølv: variabel, brun eller flerfarvet.

Venus: hvid, blå eller grøn.

Mars: rød.

Jupiter: orange, blå, grøn eller blå-lilla.

Saturn: grå, sort eller sortbrun.

Uranus: forskellige eller blå. (opdaget i 1781)

Neptun: lilla eller lilla. (opdaget i 1846)

Pluto: sort. (regnes som en planet 1930-2006)

Her er en diskussion af de virkelige farver på forskellige planeter, som ofte forveksles ved brug af falske farvebilleder:

http://curious.astro.cornell.edu/about-us/58-our-solar-system/planets-and-dwarf-planets/planet-watching/249-what-color-is-each-planet-intermediate2

Kviksølv: grå.

Venus: lysegul.

Jord: blå.

Mars: rødbrun.

Jupiter: Banded i orange og hvid.

Saturn: bleg guld.

Uranus: lyseblå.

Neptun: lyseblå.

Pluto: lysebrun.

Så observationer med det blotte øje siden oldtiden tydeligt fastslog, at Mars er rødlig, og ingen astrologer tildelte Mars nogen anden farve.

Og det er muligt, at gamle babylonske astronomer og astrologer tildelte farven orange til Jupiter, fordi de kunne se, at Jupiter så orange-hvid ud for dem.

Men de andre planeter dukkede bare op som hvidlige prikker, og tilsyneladende følte astrologer sig fri til at tildele dem symbolsk farve, der passer til deres teoretiske ramme om de hedenske guder og mystiske påvirkninger, der er tildelt disse planeter.

Derfor ser det ud til, at ingen har kendt farverne på nogen planeter bortset fra Mars (og muligvis Jupiter) indtil begyndelsen af ​​teleskopiske observationer i 1609. Og ingen vidste andre detaljer om planternes fremtræden, før æraen med teleskopiske observationer begyndte i 1609 - og indtil den æra med rumsonder, der begyndte i 1960'erne for nogle af planeterne.


Hvad er planternes farver?

Når vi ser på smukke billeder af planeterne i vores solsystem, er det vigtigt at bemærke, at vi ser på ikke altid er nøjagtige. Især hvad angår deres udseende, kan disse gengivelser undertiden ændres eller forbedres. Dette er en almindelig praksis, hvor filtre eller farveforbedringer anvendes for at sikre, at planeterne og deres funktioner er tydelige og synlige.

Så hvordan ser planeterne i solsystemet ud, når vi tager alle de tilføjede tricks væk? Hvis vi skulle tage billeder af dem fra rummet, minus farveforbedringen, billedberøringer og andre metoder designet til at få deres detaljer frem, hvad ville deres sande farver og udseende være? Vi ved allerede, at Jorden ligner noget af en blå marmor, men hvad med de andre?

For at sige det enkelt er farven på hver planet i vores solsystem stærkt afhængig af deres sammensætning. Hvis det er en terrestrisk planet – dvs. en sammensat af mineraler og silikatklipper –, vil dens udseende sandsynligvis være gråt eller antage udseende af oxiderede mineraler. På samme tid spiller planetens atmosfærer en stor rolle, dvs. hvordan de reflekterer og absorberer sollys, bestemmer hvilke farver de præsenterer for en ekstern observatør.

Tilstedeværelsen af ​​en atmosfære kan også afgøre, om der er vegetation eller varmt, strømmende vand på planetens overflade. Hvis vi imidlertid taler om gas- eller isgiganter, så vil planetens farve afhænge af, hvilke gasser der danner den, deres absorption af lys, og hvilke der er tættere på overfladen. Alt dette spiller ind når vi observerer planeterne i vores solsystem.

Planeten Merkur, som afbildet af rumfartøjet MESSENGER. Kredit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington


Vandrerne

Vi har en tendens til at forestille os, at planeterne er blevet opdaget af astronomer med teleskoper, men dette er kun sket to gange, med Uranus og Neptun. Af de seks andre er fem af dem - Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn - blandt de klareste synlige “stjerner ” på nattehimlen.

Tidlige astronomer opdagede, at disse fem planeter gradvist driver hen over nattehimlen og ændrer deres position fra nat til nat i forhold til nabostjerner. University of Oregon bemærkede, at gamle rapporter om disse planetbevægelser kan spores mindst 4000 år tilbage.

En anden stor planet er den under vores fødder, Jorden: Vi behøvede heller ikke at opdage den, selvom at erkende, at det er en planet, var en fantastisk præstation.


Solsystemet består af Solen de otte officielle planeter, mindst tre “ dværgplaneter ”, mere end 130 satellitter på planeterne, et stort antal små kroppe (kometerne og asteroiderne) og det interplanetære medium. (Der er sandsynligvis også mange flere planetariske satellitter, der endnu ikke er blevet opdaget.)

Det indre solsystem indeholder Solen, Merkur, Venus, Jorden og Mars:

Det vigtigste asteroidebælte (ikke vist) ligger mellem banerne på Mars og Jupiter. Planeterne i det ydre solsystem er Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun (Pluto er nu klassificeret som en dværgplanet):

Den første ting at bemærke er, at solsystemet for det meste er tomt rum. Planeterne er meget små i forhold til rummet mellem dem. Selv prikkerne på diagrammerne ovenfor er for store til at være i korrekt målestok med hensyn til banernes størrelse.

Planetenes kredsløb er ellipser med Solen i ét fokus, selvom alle undtagen Merkur næsten er cirkulære. Planetenes baner er alle mere eller mindre i det samme plan (kaldet ekliptikken og defineret af planen på Jordens kredsløb). Ekliptikken hælder kun 7 grader fra planet for Solens ækvator. Ovenstående diagrammer viser de relative størrelser af banerne på de otte planeter (plus Pluto) fra et perspektiv noget over ekliptikken (dermed deres ikke-cirkulære udseende). De kredser alle i samme retning (mod uret og ser ned fra ovenover solens nordpol) alle undtagen Venus, Uranus og Pluto roterer også i samme betydning.

(Ovenstående diagrammer viser korrekte positioner for oktober 1996 som genereret af det fremragende planetariumprogram Starry Night. Der er også mange andre lignende programmer tilgængelige, nogle gratis. Du kan også bruge Emerald Chronometer på din iPhone eller Emerald Observatory på din iPad for at finde den aktuelle Disse oplysninger er også nyttige til design af et solcelleanlæg.)

Størrelser

Ovenstående sammensætning viser de otte planeter og Pluto med tilnærmelsesvis korrekte relative størrelser (se en anden lignende sammensat og en sammenligning af de terrestriske planeter eller tillæg 2 for mere).

En måde at hjælpe med at visualisere de relative størrelser i solsystemet er at forestille sig en model, hvor alt reduceres i størrelse med en faktor på en milliard. Så ville modellen Jorden være omkring 1,3 cm i diameter (på størrelse med en drue). Månen ville være omkring 30 cm fra jorden. Solen ville være 1,5 meter i diameter (omkring en mands højde) og 150 meter (omkring en byblok) fra Jorden. Jupiter ville være 15 cm i diameter (på størrelse med en stor grapefrugt) og 5 blokke væk fra solen. Saturn (på størrelse med en appelsin) ville være 10 blokke væk Uranus og Neptun (citroner) 20 og 30 blokke væk. Et menneske på denne skala ville være på størrelse med et atom, men den nærmeste stjerne ville være over 40000 km væk.

Ikke vist i ovenstående illustrationer er de talrige mindre kroppe, der bebor solsystemet: planeternes satellitter det store antal asteroider (små klippekroppe), der kredser om solen, mest mellem Mars og Jupiter, men også andre steder kometerne (små iskolde kroppe ) som kommer og går fra de indre dele af solsystemet i stærkt langstrakte baner og tilfældigt orienteret til ekliptikken og de mange små iskolde kroppe ud over Neptun i Kuiperbæltet. Med nogle få undtagelser kredser planetsatellitterne i samme forstand som planeterne og cirka i ekliptikens plan, men det er generelt ikke tilfældet for kometer og asteroider. Klassificeringen af ​​disse objekter er et spørgsmål om mindre kontroverser. Traditionelt er solsystemet blevet opdelt i planeter (de store kroppe, der kredser om Solen), deres satellitter (alias måner, objekter af forskellig størrelse, der kredser om planeterne), asteroider (små tætte objekter, der kredser om Solen) og kometer (små iskolde objekter med meget stærke excentriske baner). Desværre har solsystemet vist sig at være mere kompliceret, end dette ville antyde:

  • der er flere måner større end Pluto og to større end Merkur
  • der er mange små måner, der sandsynligvis startede som asteroider og først senere blev fanget af en planet
  • kometer suser nogle gange ud og bliver umulige at skelne fra asteroider
  • Kuiper Belt -objekterne (inklusive Pluto) og andre som Chiron passer ikke godt til denne ordning
  • Jorden/Månen og Pluto/Charon -systemerne betragtes undertiden som dobbelte planeter ”.

Andre klassifikationer baseret på kemisk sammensætning og/eller oprindelsessted kan foreslås, som forsøger at være mere fysisk gyldige. Men de ender normalt med enten for mange klasser eller for mange undtagelser. Konklusionen er, at mange af ligene er unikke, den faktiske situation er for kompliceret til simpel kategorisering. På de følgende sider vil jeg bruge de konventionelle kategoriseringer.

De otte organer, der officielt er kategoriseret som planeter, er ofte yderligere klassificeret på flere måder:

  • efter sammensætning:
    • jordbaseret eller stenet planeter: Merkur, Venus, Jorden og Mars:
      • De terrestriske planeter består primært af sten og metal og har relativt høje tætheder, langsom rotation, faste overflader, ingen ringe og få satellitter.
      • Gasplaneterne består primært af brint og helium og har generelt lave tætheder, hurtig rotation, dybe atmosfærer, ringe og masser af satellitter.
      • lille planeter: Merkur, Venus, Jorden, Mars.
        • De små planeter har en diameter på under 13000 km.
        • De gigantiske planeter har diametre større end 48000 km.
        • indre planeter: Merkur, Venus, Jorden og Mars.
        • ydre planeter: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.
        • Asteroidebæltet mellem Mars og Jupiter danner grænsen mellem det indre solsystem og det ydre solsystem.
        • underlegen planeter: Merkur og Venus.
          • tættere på Solen end Jorden.
          • De ringere planeter viser faser som månen ’s set fra Jorden.
          • længere fra Solen end Jorden.
          • De overlegne planeter fremstår altid fulde eller næsten det.
          • klassisk planeter: Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn.
            • kendt siden forhistorisk tid
            • synlig for det blotte øje
            • i oldtiden refererede dette udtryk også til Solen og Månen, ordren blev normalt specificeret som: Saturn, Jupiter, Mars, Sol, Venus, Merkur og Månen, baseret på tidspunktet for dem til at gå “ hele vejen rundt ” sfære af de “fixede ” stjerner).
            • opdaget i moderne tid
            • kun synlig med optisk hjælp

            PicturesNote: de fleste billeder i The Nine Planets har ikke ægte farve. De fleste af dem blev skabt ved at kombinere flere sort -hvide billeder taget gennem forskellige farvefiltre. Selvom farverne kan se ud, så er chancerne for, at de ikke er præcis, hvad dit øje ville se.

            • Montagen af ​​de ni planeter (større version af ovenstående) 36k jpg
            • En anden relativ størrelses sammenligning (fra LANL) 93k gif
            • Sol og stor planet sammenligning (fra Extrema) 15k jpg
            • Sammenligning af jord og lille krop (fra Extrema) 13k jpg
            • Voyager 1 mosaik af solsystemet fra 4 milliarder miles ud 36k jpg html (billedtekst)
            • Voyager 1 billeder af 6 planeter fra 4 milliarder miles ud 123k jpg html
            • Pale Blue Dot, refleksioner over billedet ovenfor af Carl Sagan.
            • De største, mindste, lyseste osv. Kroppe
            • Opdagelsen af ​​solsystemet
            • Indledning af solsystemet fra LANL
            • Solsystems familieportræt fra NSSDC, webens interaktive Orrery.
            • notater om det fjerneste objekt i solsystemet og overfladetemperaturerne på planeterne fra RGO
            • skala modeller af solsystemet
                (links til mange andre) på National Mall i Washington DC
            • Lakeview Museum Community Solar System, verdens største model af solsystemet fra LPI
            • Sagan Planet Walk i Ithaca, NY, en pæn målemodelberegner Sidewalk Solar System
            • Solar System Walk i Gainesville, Florida
            • Bonsall Elementary, en solsystemskala model for Pasadena
            • De store spørgsmål

              Hvad er oprindelsen til solsystemet? Det er generelt enigt om, at det kondenseres fra en tåge af støv og gas. Men detaljerne er langt fra klare.

              Hvor almindelige er planetsystemer omkring andre stjerner? (Opdateret juni 2014)
              Antallet af planeter omkring andre stjerner er steget dramatisk siden de første opdagelser af HD 1144762 b i 1989 og gamma Cephei b i 1988 (bekræftet i 2003). exoplanet.eu viser 1.811 planeter frem til den 25. juli 2014, herunder over 400 systemer med flere planeter. Plus der er over 3.000 yderligere potentielle planeter angivet af Kepler -rumfartøjet ifølge NASA Exoplanet Archive. Læseren vil bemærke, at der kan være forskelle i de rapporterede tal mellem de to websteder, der refereres til.

              Hvilke forhold tillader dannelse af jordbaserede planeter? Det forekommer usandsynligt, at Jorden er helt unik, men vi har stadig ingen direkte beviser på den ene eller den anden måde.

              Er der liv andre steder i solsystemet? Hvis ikke, hvorfor er Jorden speciel? (Opdateret juni 2014)
              Vi kender endnu ikke til livet andre steder. En af de ting, der gør Jorden speciel af særlig interesse for eksoplanetsøgningen, er vores placering i forhold til vores Sun — den beboelige eller såkaldte "goldilocks zone". "Guldlåszonen" området omkring en stjerne, hvor vand ville være en væske på overfladen af ​​en planet. Beliggenheden og omfanget vil afhænge af en række kriterier, såsom forældrestjernens størrelse og temperatur. Når planeter i disse beboelige zoner er fundet, tages der hensyn til planetens størrelse. Størrelsen er det, der muliggør en passende atmosfære for vores velkendte livsformer. Planetary Habitability Laboratory ved University of Puerto Rico i Arecibo opretholder det beboelige eksoplanetkatalog

              Er der liv ud over solsystemet? Intelligent liv?

              Er livet en sjælden og usædvanlig eller endda enestående begivenhed i universets udvikling, eller er det tilpasningsdygtigt, udbredt og almindeligt?

              Svar på disse spørgsmål, også delvise, ville have en enorm værdi. Svar på de mindre spørgsmål på de følgende sider kan hjælpe med at besvare nogle af disse store.


              Fremtidige datoer for planetariske tilpasninger

              8. september 2040: På denne dag vil planeternes baner og bevægelser for Saturn, Mars, Jupiter, Merkur og Venus være sådan, at de ser ud til at være justeret i en lige linje.

              6. maj 2492: Forskere har en teori om, at dette er den tættest mulige dato, hvor alle de otte planeter i vores solsystem ser ud til at være justeret.

              Afslutningsvis må vi bemærke, at det er umuligt for planeterne nogensinde at flugte perfekt (på grund af deres forskellige hældninger), nogle gange ser det ud til at være i det samme ru område af himlen. Men fordi dette ikke er andet end udseende afhængigt af opfattelse, skal man være på et bestemt tidspunkt, for at de ser ud til at justere.


              De 9 planeter i solsystemet og deres egenskaber

              Der er 9 kendte planeter, der roterer i deres kredsløb omkring solen. Disse planeter er forskellige i deres navne, størrelser og andre mange egenskaber, som vi vil tale om i denne artikel. Her er en liste over de 9 planeter i deres rækkefølge i solsystemet:

              1. Kviksølv: Det er den planet, der er tættest på solen, så den kredser om solen meget hurtigt bare på 88 dage. Dens overflade er grå til orange i farven, og den er dækket af kratere. Det er bare en lille planet 4850 kilometer (

              3000 miles) i diameter. Den side af overfladen, der vender ud mod solen, er ekstremt varm som 700 o K.

              2. Venus: Dens overflade er en brungul farve på grund af dens tykke atmosfære, der hovedsageligt består af svovlsyre og CO2. Dens størrelse er lidt over 12.000 kilometer (7300 miles) i diameter. Den roterer solen i 243.

              3. Jorden: Den roterer solen hver 365 dage (år) og roterer i sin akse hver 24. time (dag). Dens størrelse er lidt mere end 12.000 kilometer i diameter. Denne planet er forskellig fra andre planeter, da den opretholder livet på dens overflade. Den har en måne.

              4. Mars: Det tager 687 dage at dreje rundt om solen. Dens overflade er dækket med kratere, vulkaner og store kløfter og den har en meget kold atmosfære. Den har to måner.

              5. Jupiter: Det er den største planet i solsystemet som en diameter på 142.980 kilometer. Jeg kredser ikke om solen hvert 12. år.

              6. Saturn: Det er en stor planet som 120.536 kilometer. Den kredser om solen om 12 år. Det er kendt for sit system med tre ringe, det har også 47 måner.

              7. Uranus: Den roterer solen i 84 år, dens størrelse er 51.118 kilometer i diameter. Det er omgivet af et system med ni ringe.

              8. Neptun: Dens størrelse er 49.500 kilometer i diameter. Det kredser om solen hvert 165. år.

              9. Pluto: Det er kendt som den mest fjerne planet fra solen. Den kredser om solen på 248 år.

              Til studerende: For at huske de 9 planeter med deres navne i deres rigtige rækkefølge, kan du bruge denne enkle sætning til at minde dig om “MEGET MEGET jordisk mor serverede os bare NYE PICKLES ”


              Den moderne nebulære teori

              Planeterne stammer fra en tæt skive dannet af materiale i gas- og støvskyen, der falder sammen for at give os Solen. Tætheden af ​​denne disk skulle være tilstrækkelig til at tillade dannelsen af ​​planeterne og alligevel være tynd nok til, at restmaterialet kunne blæse væk af solen, når dens energiproduktion steg.

              I 1992 fik Hubble-rumteleskopet de første billeder af proto-planetariske diske i Orion-stjernetågen. De er nogenlunde på samme skala som solsystemet og støtter stærkt denne teori.


              Sådan tog Voyager 1 et portræt af solsystemet

              Det var her Voyager 1 var i forhold til planeterne den 14. februar 1990.

              NASA frigav for nylig en opdatering af et af de mest berømte billeder i rumhistorien: Voyager 1s langdistancefotografi af en lille, skrøbelig jord, helt alene i rumets mørke vidder. Moderne billedbehandlingssoftware skærper billedet, kendt som "Pale Blue Dot." Men det er bare et stykke af et meget større "familieportræt" af vores solsystem, som Voyager 1 tog for 30 år siden den 14. februar 1990, lige før NASA -ingeniører lukkede sine kameraer ned for sidste gang.

              Et spor af 39 gråtonebilleder-med indzoomede farveindsatser på hver planet, samlet fra yderligere 21 farvefiltrerede fotos-sporer solsystemets layout (eller i det mindste zigzagstrimlen af ​​det, der indeholdt synlige planeter) fra Voyager 1's højt udsyn 32⁰ over planet for de fleste af planeternes baner.

              6,4 milliarder kilometer (3,7 milliarder miles) fra midten af ​​solsystemet, så Voyager 1 tilbage på det hjem, den efterlod i 1977, på gasgiganten Jupiter, som den fløj forbi i 1979 og Saturn, som den gik forbi i 1980 . Den kiggede også tilbage på isgiganterne Uranus og Neptun, som dens søskende Voyager 2 havde besøgt for nylig, i 1986 og 1989. Til Voyager 1, der løb væk mod det uendelige interstellare rum, lignede hele vores solsystem ”en streng af små farvede prikker klynget lige til højre for stjernebilledet Orion ”(som Planetary Society senere beskrev det).

              "Det fangede Jorden som en lysstreg i solsystemets store omfang, som er vores lokale kvarter i Mælkevejen, i et univers fyldt med galakser," siger Ed Stone, Voyager -projektforsker ved California Institute of Technology i 2000. På det tidspunkt var Voyager 1 stadig ved at nærme sig kanten af ​​solsystemet, hvor den beskyttende "boble" af vores solens solvind viger for det interstellare rum, men selv da sagde Stone: "Familieportrættet giver dig en fornemmelse af størrelsen på vores kvarter, og at der er meget mere end det, der endnu er opdaget. ”

              I det originale billede optog Jorden kun en brøkdel af en pixel.

              En 'Termination Event' i Solen kan være nært forestående, når solaktivitet eskalerer, siger forskere

              Ny astronomisk opdagelse udfordrer 500-årigt 'kopernikansk princip'

              Fandt vi lige den største roterende 'ting' i universet?

              På dette område fylder selv Jupiters diameter på 140.000 km (87.000 miles) bare lidt mere end i en pixel i den originale version i fuld størrelse af de zoomede farvebilleder (planetbillederne ser kornet ud, fordi de har blevet sprængt for lettere visning). Saturn fremstår omtrent af samme størrelse, men hvis du skeler og krydser fingre, kan du næsten se dens ringes svage lysbue. Uranus og Neptun er udstrakte slør, der ved et uheld blev forstørret af den måde, rumfartøjet bevægede sig, mens det tog billederne, hvilket smedede planternes reflekterede lys hen over billederne. Og Jorden fylder kun omkring en ottendedel af en pixel, selvom astrofysikeren Carl Sagan kaldte vores verden for en "lyseblå prik", i Voyager 1's mosaik er det faktisk en lyseblå halvmåne.

              Venus fylder også kun en brøkdel af en pixel, og Merkur er så tæt på solens blændende lys, at det er usynligt på Voyager 1 -billederne. Merkur er det familiemedlem, der altid formår at dukke sig bag en højere lige før billedet. Og Mars ligner lidt den person, der blinker, ligesom kameraet blinker, dens tynde halvmåne gik tabt i skæret af spredt sollys. Pluto - som dengang stadig blev betragtet som en planet, fordi vi endnu ikke havde indset, at dværgplaneter var en helt anden kategori af objekter, som den iskolde lille verden med rette tilhører - vises heller ikke på billedet, fordi det er for lille og for svag til at dukke op. (Bare rolig, Pluto du og de andre dværgplaneter er stadig en del af familien.)

              Opsætning af en interplanetarisk fotografering

              Hvert af planternes farvebilleder skulle faktisk samles fra tre fotografier, som Voyagers snævre vinkelkamera snappede hurtigt efter hinanden: et foto hver med tre forskellige farvefiltre i violet, grønt og blåt. Voyager 1 startede sit panorama i yderkanten af ​​solsystemet og arbejdede sig indad, tog baggrundsbilleder i gråtoner med sit vidvinkelkamera og fotograferede hver planet i farver med det smalle vinkelkamera, som det kom til dem.

              Ingeniører på Jorden var nødt til at programmere hele den række sekvenser af kommandoer - hvor og hvornår de skulle pege kameraet, hvilket filter der skulle bruges, og hvor lang eksponering der skulle tages - på forhånd, fordi instruktioner hjemmefra tog omkring 5,5 timer for at nå Voyager 1s radioantenne . Uranus og Neptun, ude i solsystemets dæmpede marcher, havde brug for 15 sekunders eksponering med det snævre vinkelkamera, mens vidvinkelfotos nær Solen brugte et klart filter og korte eksponeringer på 1 sekund. Til selve solen brugte Voyager 1 et mørkt filter beregnet til at fotografere de bølgelængder, hvor metan absorberer lys - og en 1/5000 th af en anden eksponering.

              Og selv med al den omhyggelige filtrering og eksponeringstid, er billederne af det indre solsystem fulde af reflekterede stråler og pletter af sollys Jorden er tilfældigvis centreret i en af ​​dem i sin farveindsats. Især dette billede er en gribende farvel til menneskeheden fra vores fjerneste skabelse 34 minutter efter, at billederne blev taget, beordrede NASA -ingeniører Voyager 1 til at lukke sine kameraer for at spare strøm til den lange flyvetur ind i det ukendte. Der er jo ikke meget at se i det interstellare rum.

              Et årti i gang

              Voyager 1 er det eneste rumfartøj, der nogensinde har været i den rigtige position til at fange hele solsystemet i et billede (eller endda en mosaik på 60 billeder). Voyager 2 og New Horizons har begge rejst langt nok væk fra midten af ​​vores lille kosmiske kvarter, men deres veje er stadig temmelig tæt på ekliptikken - det fly, hvor de fleste af planeterne kredser om solen. Men da Voyager 1 susede forbi Saturn i 1980, hjalp gasgigantens tyngdekraft med at løfte rumfartøjet ud af ekliptikken i cirka en 32⁰ vinkel. Et årti senere gav det Voyager 1 det perfekte udsigtspunkt for et planetarisk "familieportræt".

              Sagan, dengang medlem af Voyager Imaging Team samt præsidenten for Planetary Society, havde brugt det meste af det årti på at gå ind for fotoprojektet. Men at tage 60 billeder helt i udkanten af ​​solsystemet var kun begyndelsen. Derefter skulle ingeniører få billederne fra Voyager 1's båndoptagere tilbage til computere på Jorden - hvilket betød at vente uger på en chance for at overføre dataene via radio til Deep Space Network -satellitter i kredsløb om Jorden, fordi Voyager 1 sad fast i en kø bag Magellan -rumfartøjet (som havde travlt med at kortlægge Venus) og Galileo -rumfartøjet (som kredsede om Jupiter på en mission bygget baseret på Voyager 1's flyby -data).

              Endelig ankom dataene til Jorden fra milliarder af kilometer ude i rummet, og derefter skulle billeddannelsesteamet bearbejde og samle mosaikken. NASA frigav mosaikken på et pressemøde i sommeren 1990, få måneder efter at Voyager 1 tog sine sidste fotos og fløj videre i mørket.

              30 år senere

              Voyager 1 har lagt yderligere 12 milliarder kilometer (7,5 milliarder miles) mellem sig selv og Jorden siden de tog de sidste billeder. Siden 2012 har den krydstogt gennem det interstellare rum og sendt hjem oplysninger om stråling og sparsomme gasskyer i storheden mellem stjernerne (det samme har Voyager 2 på en anden vej). Dens strømforsyning aftager år for år, efterhånden som det radioaktive materiale i dets kerne henfalder, og i 2025 vil rumfartøjet sandsynligvis blive mørkt. Men et eller andet sted derude flyver det stadig længere og længere væk.


              Spørg Ethan: Var Mars og Venus nogensinde levende planeter?

              Selvom Mars i dag er kendt som en frossen, rød planet, har den alt det bevis, vi kunne bede om om en. [+] vandig fortid, der varede i cirka de første 1,5 milliarder år af solsystemet. Kunne det have været jordlignende, endda til det punkt at have haft liv på det, i den første tredjedel af vores solsystems historie?

              Et af de mest undvigende spørgsmål i hele videnskaben er spørgsmålet om livet i universet. Vi ved, at det eksisterer på Jorden, at hver eksisterende levende organisme på Jorden stammer fra den samme fælles forfader, der går milliarder af år tilbage, og at livet har været på Jorden kontinuerligt i over 4 milliarder år: mindst 90% af vores planets eksistens. Men vi ved slet ikke, hvor allestedsnærværende livet er. Vi har ingen oplysninger om livet i andre verdener i vores solsystem, om livet i andre solsystemer eller om intelligent liv andre steder i universet. Alt, hvad vi har, er begrænsninger på, hvad der kan være derude.

              Hver planet, der på ethvert tidspunkt kunne have haft liv på den, repræsenterer en chance for liv til at udvikle sig. Vi ved, at Jorden var en af ​​de chancer, der udspillede sig, men mindst to andre verdener i vores unge solsystem - Mars og Venus - repræsenterede også potentielle chancer. Kunne de have haft liv på sig, hvis ikke nu, end i vores fjerne fortid? Det er, hvad Carol Lake vil vide, og skriver ind for at spørge:

              ”Kan det være muligt, at Mars og Venus var levende verdener? Ligesom Jordens klimaændringer dræber det, så klimaforandringerne kommer til at dræbe alle levende ting, og så bliver Jorden bare endnu en planet, som det nye liv undrer sig over muligheden for os? ”

              Det er et interessant spørgsmål at undersøge, da både Mars og Venus led for katastrofale klimahændelser for milliarder af år siden. Her er hvad der stadig er muligt baseret på det, vi ved.

              Selvom vi nu mener, at vi forstår, hvordan Solen og vores solsystem dannede sig, er denne tidlige opfattelse en. [+] kun illustration. Når det kommer til det, vi ser i dag, er alt, hvad vi har tilbage, de overlevende. Det, der var omkring i de tidlige stadier, var langt mere rigeligt end det, der overlever i dag.

              JOHNS HOPKINS UNIVERSITY ANVENDET FYSIK LABORATORI/SYDVEST FORSKNINGSINSTITUT (JHUAPL/SWRI)

              Lad os gå 4,6 milliarder år tilbage, helt tilbage til de tidligste dage af vores solsystems dannelse. Når solsystemer kan lide vores egen første form, er der en række ting, der skal forekomme i en bestemt rækkefølge. I tilfælde af, hvad der gav anledning til vores solsystem, mener vi, at det var det, der skulle ske:

              En 'Termination Event' i Solen kan være nært forestående, når solaktivitet eskalerer, siger forskere

              Ny astronomisk opdagelse udfordrer 500-årigt 'kopernikansk princip'

              Fandt vi lige den største roterende 'ting' i universet?

              1. en molekylær sky af gas trækker sig sammen under sin egen tyngdekraft,
              2. regionerne med de største koncentrationer af stof falder hurtigere sammen,
              3. fører til dannelsen af ​​nye stjerner og stjernesystemer i regionerne med størst sammenbrud,
              4. hvor de største masseklumper vokser hurtigst og bliver de mest massive stjerner,
              5. men mindre klumper vokser langsommere og bliver til stjerner med lavere masse,
              6. og at en af ​​de mindre klumper, med kun en stor indledende (central) masse, blev den proto-stjerne, der ville vokse ind i vores Sol.

              Den centrale masse vil fortsætte med at vokse og afgive store mængder stråling og langsomt varme op i kernen. Da materiale forsigtigt fortsat falder ned på den centrale proto-stjerne, dukker der en cirkelformet disk op omkring den. Gravitationsinstabilitet vil danne sig i den disk, hvilket fører til planetesimaler: frøene til det, der i sidste ende vil blive til planeter.

              Hvad der derefter sker, er ikke en let proces at forudsige, da planetdannelse er en kaotisk proces. Der er dybest set tre "zoner" med hensyn til stjernen eller proto-stjernen, der dannes i midten, som definerer, hvilke typer elementer du ender med.

              • I den inderste region, tættest på stjernen, er det, der er kendt som "sodlinjen". Interiør i denne zone ødelægges mange af de kulstofbaserede molekyler, der menes at være forstadier til liv, ligesom polycykliske aromatiske kulbrinter. Kun tunge elementer, som metaller, kan overleve i denne inderste region.
              • Udover det, udvendigt til sodlinjen, kan du have disse komplekse forbindelser, men ingen is: vand-is, ammoniakis, tøris, nitrogenis osv. Så længe du stadig er inde i frostlinjen, er de flygtige forbindelser vil blive fordampet. En ung Venus, Jorden og Mars var alle uden for sodlinjen, men inden for frostlinjen.
              • Og udvendigt til frostlinjen kan du have alle de flygtige forbindelser, der er. Forskellige iser er fine store mængder hydrogen og helium kan let overleve, når de er bundet til en gasgigant asteroidlignende og kometlignende kroppe er almindelige.

              Over tid vil planetesimalerne, der dannes, interagere gravitationsmæssigt, vokse, fusionere og kaotisk påvirke hinanden. Nogle kroppe bliver slynget ind i Solen andre ud af Solsystemet andre tiltræder på større masser. Til sidst opnås en stabil planetarisk konfiguration.

              Det tidlige solsystem var fyldt med kometer, asteroider og små klumper af stof, der ramte. [+] praktisk talt alle verdener rundt. Denne periode, kendt som det sene tunge bombardement, kan være den mekanisme, der er ansvarlig for at bringe størstedelen af ​​vandet, der findes i det indre solsystems verdener, til disse verdener, herunder Jorden.

              I disse sidstnævnte faser lider de flygtige forbindelser, der er bundet til objekterne, der ligger uden for frostlinjen, to skæbner: de ender enten med at bombardere en af ​​de overlevende planeter, eller de ender med at blive spredt andre steder. (Det menes, at det er sandsynligt, at vandet, der findes på Jorden og de andre indre planeter kommer fra.) Typisk er der kun to steder, langsigtet, hvor disse objekter ender op: udvendigt til den oprindelige frostlinje, men indvendigt til den næste planets kredsløb ud, og ud over den endelige planets bane i solsystemet. Disse steder i vores eget solsystem svarer til henholdsvis asteroidebæltet og Kuiperbæltet/Oort -skyen.

              Endelig når vi til omkring 4,5 milliarder år siden, hvor vi i vores solsystem havde tre verdener, som vi formoder var relativt ens. Venus, Jorden og Mars var alle stenede planeter med tynde, men betydelige atmosfærer, vand på deres overflader, hvoraf nogle sandsynligvis var i flydende form, og de var alle ekstremt rige på organiske forbindelser: forstadiemolekylerne til liv.

              Jorden til venstre og Venus, set i infrarød til højre, har næsten identiske radier med Venus. [+] er ca.

              90-95% af jordens fysiske størrelse. På grund af sin nærhed til Solen led Venus imidlertid en meget anderledes skæbne tidligere. Det er muligt, omkring en milliard år fra nu, vil Jorden endelig følge trop.

              Arie Wilson Passwaters/Rice University

              Det store spørgsmål, vi skal stille os selv, er: hvad skete der?

              Hvad skete der på Venus for at gøre det til et helvede til et inferno, som det er i dag? Hvornår skete det, hvordan skete det, og kunne der have været liv, der trivedes og overlevede på den planet før denne katastrofale begivenhed?

              Hvad skete der på Mars for at få det til at miste atmosfæren, tørre ud og fryse, hvilket gjorde de biologiske processer, vi forbinder med livet, enten umulige eller så sjældne, at vi endnu ikke har opdaget dem?

              Og hvad sker der nu på Jorden, og har det potentiale til at føre til en lignende skæbne til enten Venus eller Mars: hvor en en gang beboelig (eller i det mindste potentielt beboelig) planet nu er totalt ugæstfri for livet, som vi kender det ?

              Én ting er sikker: På trods af alle usikkerhederne omkring livets oprindelse på jorden ved vi, at når den først tog fat på vores planet - en begivenhed, der fandt sted for mere end 4 milliarder år siden - overlevede og trivedes i en ubrudt kæde af begivenheder, der er sket siden. Mens der var mange masseudryddelsesbegivenheder, tjente de kun til at gøre plads til, at de overlevende arter kunne reproducere og fylde de dengang ledige økologiske nicher. Vores planet forbliver en levende.

              Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) instrument, en del af Mars Global Surveyor, indsamlede over 200. [+] millioner laserhøjdemålermålinger ved konstruktionen af ​​dette topografiske kort over Mars. Overalt, der vises med en mørk eller lyseblå farve, samt nogle af de grønnere områder, var sandsynligvis dækket af vand for længe siden.

              Mars Global Surveyor MOLA -team

              I de tidlige stadier af vores solsystem var Jorden imidlertid ikke nødvendigvis den eneste levende planet. Alle tre verdener - Venus, Jorden og Mars - oplevede eksterne påvirkninger og måtte håndtere interne geologiske processer. Der var magnetiske hændelser i kernen, kontinental opløftning og erosion, og den endelige tilstedeværelse af bjergkæder og bassiner. Alle disse verdener oplevede omfattende vulkansk aktivitet, som tilføjede flygtige forbindelser og rigelige mængder kuldioxid til atmosfæren, samtidig med at de skabte relativt glatte havbund. Alle tre verdener havde meget sandsynligt en vandig fortid.

              Men der er tre store forskelle mellem disse planeter, der sandsynligvis førte til deres vidt forskellige skæbner.

                Den ene er deres forskellige orbitale afstande fra Solen, med Venus i kredsløb om lige

              72% af afstanden mellem jorden og solen og Mars kredser langt længere ude, omkring

              Denne fire-panel illustration viser en mulig vej til den eventuelle terraforming af Mars. [+] mere jordlignende. Hvad der meget sandsynligt skete i fortiden, var imidlertid en vending af denne proces: hvor en en gang vandig, våd og muligvis livrig Mars mistede sit beskyttende magnetfelt, hvilket førte til at dens atmosfære blev fjernet. I dag er flydende vand stort set umuligt på Mars 'overflade.

              Engelsk Wikipedia -bruger Ittiz

              Livet på en verden betragtes generelt som en stabiliserende kraft, på samme måde som en bufferopløsning i kemi forhindrer tilsætning af en syre eller base i at gøre hele opløsningen for sur eller for basisk. Livet når en slags ligevægtstilstand med sit miljø, hvor store ændringer i temperaturen - enten i positiv eller negativ retning - vil føre til, at livsprocesser arbejder på at modvirke denne ændring. Kun hvis der sker en større ændring for fundamentalt at ændre ligevægtstilstanden, ligesom den store iltningshændelse gjorde på Jorden, hvad gærceller gør i et ubegrænset næringsstofmiljø, eller hvad mennesker gør med fossile brændstoffer i dag, kan en flugtende begivenhed finde sted.

              Men på Venus og Mars, selvom der engang var liv på disse verdener, var dets tilstedeværelse utilstrækkelig til at stoppe de flugtprocesser, der sandsynligvis blev startet af astrofysiske og geologiske faktorer. Venus kan have været en blomstrende verden i hundredvis af millioner af år, muligvis endda så mange som 2 milliarder, ifølge nogle. Dens forhold kan have været jordlignende, med flydende vand på overfladen og muligvis meget mere. På samme måde havde Mars engang oceaner, floder, dannede sedimentære klipper og hæmatitkugler og var tempereret og våd i mindst 1,5 milliarder år.

              Dette ikoniske fotografi af marsblåbær eller hæmatitkugler blev taget af Opportunity in. [+] Mars lavland. Det menes, at en vandig fortid førte til dannelsen af ​​disse kugler, med meget stærkt bevis på, at mange af kuglerne er fundet knyttet sammen, hvilket kun burde forekomme, hvis de havde en vandig oprindelse.

              JPL / NASA / Cornell University

              Det store spørgsmål er selvfølgelig "hvad skete der?"

              På Venus er den faktor, der dømte den, sandsynligvis meget enkel: dens nærhed til Solen. I betragtning af hvor tæt den er, modtager den omkring det dobbelte af mængden af ​​hændende energi på hver kvadratmeter af dens overflade i forhold til Jorden. Med selv en lille mængde vanddamp i atmosfæren i det tidlige Venus ville der opstå en stor drivhuseffekt, hvilket øger temperaturen på Venus yderligere. Ved højere temperaturer stiger vanddampkoncentrationen i atmosfæren yderligere, hvilket også øger temperaturen yderligere.

              Desværre for Venus kan denne proces ikke bare gradvist stige for evigt. På et kritisk tidspunkt vil overfladetemperaturerne på Venus nå en kritisk værdi: cirka 100 ° C (212 ° F), eller måske lidt højere afhængigt af det atmosfæriske tryk på det tidspunkt. Når det sker, vil det flydende vand på overfladen af ​​Venus begynde at koge væk og udsende en enorm mængde vanddamp - dybest set summen af ​​alle de venusiske oceaner - i atmosfæren, og det fører til en løbende drivhuseffekt. Pludselig er Venus atmosfære alt for varm til at indrømme liv på overfladen, det eneste sted, hvor det teoretisk set kunne have vedvaret, er i Venus øvre atmosfære,

              60 km op eller deromkring. Når dette skete, ville ethvert liv, der tidligere eksisterede på Venus, sandsynligvis nå sin ende.

              NASAs hypotetiske HAVOC-mission: Venusoperationskoncept i høj højde. Denne ballonbårne. [+] mission kunne lede efter liv i vores nærmeste nabos cloudtops, som tilstanden på Venus, der er

              60 km over overfladen er overraskende jordlignende med hensyn til tryk og temperatur. Da dette ville være over lagene af svovlsyre, kan livet have holdt ved heroppe i milliarder af år.

              NASA Langley Research Center

              I mellemtiden modtager den kun på Mars

              43% af den energi, jorden modtager (fra solen) på hver kvadratmeter. For at Mars skulle have været vandig og våd - hvilket der er en overvældende mængde geologisk bevis for - må der have været en betydelig, tyk atmosfære på Mars for længe siden. Kun en stærk drivhuseffekt kunne have holdt både temperaturerne og trykket, hvor de skulle være, for at flydende vand kunne eksistere på Mars -overfladen.

              Det eneste, der kunne have holdt Mars atmosfære intakt, var beskyttelsen af ​​et planetomfattende magnetfelt, svarende til hvad Jorden har i dag. Uden den ville Mars atmosfære blive fjernet af solvinden: noget, NASAs MAVEN -mission har målt direkte. På grund af den meget mindre størrelse på Mars i forhold til Jorden afkøledes dets kerne meget hurtigere, hvilket til sidst førte til døden af ​​den interne magnetiske dynamo, der aktivt afleder disse solpartikler væk. Uden et beskyttende magnetfelt - som vi vurderer døde efter ca.

              1,5 milliarder år - praktisk talt ville hele Mars -atmosfæren kun være fjernet

              0,01 milliarder år: et kosmisk blik-i-øje.

              Uden den atmosfære frøs eller sublimerede det flydende vand, ethvert liv gik enten i dvale eller døde, og Mars har været kold og (stort set) livløs for

              3 milliarder år, der er gået siden.

              Mars, den røde planet, har intet magnetfelt til at beskytte den mod solvinden, hvilket betyder at den taber. [+] dens atmosfære på en måde, som Jorden ikke gør. Tidsrammen, over hvilken Mars vil miste en jordlignende atmosfære, er i størrelsesordenen

              Kun 10 millioner år, men Jordens magnetfelt bør forblive intakt i mange milliarder år, denne mekanisme vil ikke resultere i beboelse på Jorden.

              Vil menneskeheden ende med at ødelægge alt liv på Jorden? Det er en usandsynlig udsigt.Det er ikke umuligt, da vi allerede har angivet, hvad forskere har klassificeret som den 6. store masseudryddelse. Klimaet ændrer vores vilde steder forsvinder (mindre end en tredjedel af Jordens overflade er nu vildmark) havene forsurer CO2-koncentrationen i atmosfæren er højere end den har været i millioner af år og fortsætter med at stige på rekord sats på grund af menneskelige aktiviteter. Hvis vi ikke er forsigtige, er muligheden for økologisk sammenbrud meget reel og kan meget vel resultere i menneskehedens udryddelse og muligvis endda fald af pattedyr helt.

              Men liv, i en eller anden form, bør stadig vedvare på vores planet. Ligesom tilfældet var på Venus og Mars, vil "game over" -momentet for livet på Jorden sandsynligvis opstå som følge af solens indflydelse. Som tiden går og solen fortsætter med at brænde gennem sit atombrændstof, vil den varme op og blive mere lysende. Efter cirka en anden

              1 milliard år, giv eller tag, dens energiproduktion vil også koge jordens oceaner og bringe en ende på livet, som vi kender det her på vores planet. Selvom menneskeskabte klimaforandringer kan medføre vores egen død, er livet på Jorden langt mere modstandsdygtigt. Hvis vi kan overleve vores teknologiske barndom, har vi mindst mange hundrede millioner år, indtil der kommer en planet-truende krise. Må vi fortsætte med at tage udfordringen op med at finde en balance med naturen. Det er vores eneste håb om langsigtet overlevelse.


              Solsystemets dannelse og udvikling

              Dannelsen og udviklingen af ​​vores solsystem (og planetsystemer omkring andre stjerner) er blandt de mest udfordrende og spændende områder inden for moderne videnskab. Som et produkt af en lang historie med kosmisk stofudvikling omtales denne vigtige gren af ​​astrofysik som stjerneplanetær kosmogoni. Tværfagligt i form af sit indhold er det baseret på fundamentale teoretiske begreber og tilgængelige observationsdata om stjernedannelsesprocesserne. Moderne observationsdata om stjernernes udvikling, diskdannelse og opdagelsen af ​​ekstrasolare planeter samt mekaniske og kosmokemiske egenskaber ved solsystemet lægger vigtige begrænsninger på de forskellige udviklede scenarier, der hver især understøtter det grundlæggende kosmogoni -koncept (som forankret i Kant -Laplace -hypotese). Grundlæggende inkluderer hændelsesforløbet fragmentering af en original interstellar molekylær sky, fremkomsten af ​​en ørketåge og tilførsel af en protoplanetarisk gasstøvskive omkring en forælderstjerne, efterfulgt af diskinstabilitet og opdeling i primære faste legemer (planetesimaler) og deres kollisionsinteraktioner og til sidst dannede en planet.

              De seneste årtier har oplevet store fremskridt på området på grund af dybdegående teoretiske og eksperimentelle undersøgelser. Sådanne fremskridt har tydeliggjort et nyt scenario, der stort set understøtter samtidig stjerneplanet dannelse. Her giver kollaps af en protosolar tåge indre kerne anledning til fusionsantændelse og stjernefødsel med en tilvækningsskive tilbage: dens fortsatte udvikling resulterer i sidste ende i protoplaneter og planetdannelse. Astronomiske observationer har givet os mulighed for meget detaljeret at løse den turbulente struktur af gasstøvskiver og deres dynamik med hensyn til solsystemets oprindelse. Faktisk er radioisotopdatering af chondritmeteoritprøver kortlagt alderen og kronologien for centrale processer i dannelsen af ​​solsystemet. Der er også gjort betydelige fremskridt inden for den teoretiske undersøgelse og computermodellering af protoplanetære akkretionsdisk termiske regimer fordampning/kondensering af urpartikler afhængigt af deres radiale afstand, klyngemekanismer, kollisioner og dynamik. Disse gennembrud er dog endnu ikke tilstrækkelige til at løse mange problemer, der i sagens natur er relateret til planetarisk kosmogoni. Der er også stillet betydelige nye spørgsmål, som kræver svar. Af stor betydning er spørgsmål om, hvordan nutidige naturforhold optrådte på solsystemets planeter: specifikt hvorfor de tre nabos indre planeter - Jorden, Venus og Mars - afslører forskellige evolutionære stier.

              Nøgleord

              Emner

              • Ekstra -solære planeter og systemer
              • Observationelle og eksperimentelle teknikker
              • Solsystemets dynamik og orbitalstruktur
              • Planetdannelse

              Introduktion

              I de seneste årtier er der gjort store fremskridt med undersøgelsen af ​​vores nærmeste rummiljø - solsystemet. Rumforskning sammen med de avancerede jordbaserede astronomiske observationer udvidede dramatisk viden om vores stjerne-Solen og alle otte store planeter med deres mange satellitter og ringe samt om utallige mindre kroppe-asteroider, meteoroider og kometer og interplanetariske rum omkring solen - heliosfæren. Vi vidste meget om arten af ​​disse kroppe med indflydelse på de grundlæggende ideer om grundlæggende videnskabelig værdi vedrørende solsystemets dannelse og udvikling. Opdagelsen af ​​stjernekredse og især planetariske systemer omkring andre stjerner satte dette udfordrende problem med moderne astronomi på ny grund og tillod os at integrere forskellige teoretiske synspunkter sammen med data fra observationer og computermodellering til mere sammenhængende begreber. Dette er en af ​​de mest spændende grene af astrofysik, der før blev omtalt som planetarisk kosmogoni (Marov, 2015). Da den er tværfaglig i sin essens, står den ved naturvidenskabens grænser, der involverer matematik, fysik og kemi med nær relevans for biologi, når man behandler problemet med livets oprindelse og spredning.

              Planets dannelse er en udbredt, men meget kompleks proces, der menes at være successionen af ​​flere faser påvirket af forskellige mekanismer for fysiske interaktioner, kemiske transformationer og talrige forstyrrelser i gasstøvskiven. Scenarier og modeltilgang til oprindelsen af ​​protoplanetære stjernetåger og evolution understøttes generelt af observationsdata. Solsystemets mekaniske, astrofysiske og kosmokemiske egenskaber fungerer som udgangspunkt for dannelsen af ​​planeter omkring stjerner. Solsystemets planeter og satellitter arkitektur samt eksisterende mønstre i systemer af ekstrasolare planeter peger bestemt på en samlet proces for enhver systemdannelse, dog med forskellige begrænsninger. Tilgængelige data om overfladeegenskaber og stofsammensætning for solsystemets planeter, når man konfronterer prøver af materiale fra deres embryoner (små kroppe) og "snavs" (meteoritter) giver et indblik i de sandsynlige kilder, veje og kronologi for denne proces.

              Det er almindeligt accepteret, at ligesom andre planetsystemer, vores solsystem dannet af en original molekylær sky (protosolar sky), der hovedsagelig består af brint og helium med en temmelig lille blanding af tungere grundstoffer. Processen startede med sammenbruddet af et fragment af en enorm molekylær sky. En stor del af sin masse koncentrerede sig i midten og dannede protosun, mens resten fladede ud i en komprimeret gasstøvskive, idet hele systemet bevarede rotation på grund af bevarelse af vinkelmoment. I opfølgningsprocessen for skivens fortsatte udvikling opstod planeterne med deres satellitter og sværm af asteroider og kometer, som i sidste ende udgjorde solsystemfamilien. Laboratoriedataene på de meteoritiske mineraler, der dannes under kondensering af kemiske grundstoffer samt omsmeltning af de kondenserede faser, giver os mulighed for at bedømme de termodynamiske forhold i den cirkumsolære disk og igen tjene som de vigtigste kosmokemiske begrænsninger pålagt de mange analytiske og computermodeller, der udvikles.

              Grundlæggende emner: Forståelse og kontekst

              Historiske højdepunkter

              De første forsøg på at forstå, hvordan planeterne er født og solsystemet struktureret, blev gennemført i middelalderen. I det 16. århundrede udtalte den italienske munk, doktor i teologi og forfatter Giordano Bruno mod kirkens dogme, at Jorden er verdens centrum, i stedet argumenterer for en konfiguration af solsystemet med Jorden i kredsløb om Solen. Men sandheden er aldrig gratis, og det er ofte nødvendigt at betale en høj pris for personlig overbevisning, nogle gange med ens liv. Dette er, hvad der skete med Giordano Bruno: For denne forkyndelse af sandheden blev han ved inkvisition dømt til at blive brændt på en brand. Nicolas Copernicus, der revolutionerede verdenssystemkonceptet, havde en mere heldig skæbne, og vi omtaler hans koncept som det virkelige gennembrud inden for astronomi og filosofi generelt. Immanuel Kant, far til den tyske klassiske filosofi, udgav bogen i 1755 Generel naturhistorie og himmelteori baseret på en hypotese fremsat i 1749 af den sverige mystiske forfatter Emmanuel Swedenborg, der foreslog, at der dannes stjerner i hvirvelbevægelser i rumtågen. Kant antog, at planeterne opstod af en støvet sky, som han forbandt med det oprindelige kaos. Den berømte franske matematiker Pier Simon Laplace fremsatte uafhængigt af en næsten analog idé og gav matematisk støtte til den. Grundlæggende blev disse ideer bevaret indtil nu og ligger til grund for hovedbegreberne om solsystemets oprindelse.

              Faktisk er hypoteserne om Kant og Laplace fremsat i det 18. århundrede om den samtidige dannelse af Solen og den protoplanetære sky sammen med tanken om rotationsinstabilitet, der er ansvarlig for den successive adskillelse af flykoncentriske ringe fra skyperiferien, der ligger til grund for den nuværende visninger. Solsystemet menes i øjeblikket at have dannet sig for 4.567 milliarder år siden gennem tyngdekraftens kollaps af et tæt fragment (kerne) af en interstellar molekylær sky med en densitet & gt 10 −20 gcm −3, en temperatur T

              5–30K, en masse større end solens med 10–30%og en støvmassefraktion på

              1% (se f.eks. Cassen, 1994 Cassen & amp Summers, 1984). Det menes også, at efter at den centrale komprimerede kerne i skyen kollapsede og fødte den centrale stjerne, fortsætter materiale fra de ydre skyområder med at samle sig på disken, hvilket forårsager stærk turbulisering af gasstøvmediet på grund af forskellen mellem specifik vinkel momentum af det faldende stof og skivepartiklerne involveret i azimuthal (Keplerian) rotation. Observationer bakkede udgangspunktet om, at en bestemt del af materialet fra forælderskyen (nebula) med et mærkbart vinkelmoment forbliver i kredsløb omkring den centrale klump og inkorporeres i den protoplanetariske disk i processen med stjernekollaps. Samtidig fortsætter diskmateriale med at tiltrække protostjernen i løbet af 1-5 Ma (Myr), og i løbet af denne tid falder massestrømmen med to -tre størrelsesordener, mens den samlede proces med dannelse af første faste legemer og til sidst deres vækst til planeter tager yderligere 10–100 Ma (se Dorofeeva & amp. Makalkin, 2004 Lissauer & amp de Pater, 2013 Safronov, 1969).

              Skematisk oversigt over solsystemets dannelse fra et kollapset fragment af molekylær sky efter dannelsen af ​​proto-Sun og protoplanetarisk disk, dens opdeling i individuelle ringklumper af faste partikler, der føder planetesimaler, og i sidste ende er planeter gennem kollisionsinteraktioner vist i Figur 1a. Et mere detaljeret diagram over den protoplanetære tågeudvikling ifølge Otto Schmidt (Schmidt, 1957), der refererede til de banebrydende ideer om fragmentering af et oprindeligt støvlag inklusive kritisk bølgelængde og masse (Gurevich & amp Lebedinsky, 1950) er vist i figur 1b.

              Figur 1a. Et grundbegreb om solsystemets oprindelse. Skema til dannelse af solsystemet, fra sammenbrud af et molekylært skyfragment til dannelse af proto-Sun og protoplanetarisk skive (1,2), efterfulgt af dets opdeling i individuelle ringklumper af faste partikler, der til sidst føder planetesimals (3,4). Fortsatte kollisionsmæssige interaktioner mellem planetesimaler fører i sidste ende til dannelsen af ​​planeter (5). Tilpasset fra Wikipedia.

              Figur 1b. Et grundbegreb om solsystemets oprindelse. Evolution af den protoplanetære tåge ifølge O. Schmidt. Venstre side: Sekvens af transformationer af den originale gasstøvskive i klatter, der vokser til klipper og samler sig i klumper af planetesimaler. Tidsrummet er cirka 10 4–10 5 år. Højre side: Disse embryoner af planeter fortsætter med at vokse gennem gensidige kollisioner, til sidst til at blive protoplaneter og i sidste ende et planetsystem, her tilskrevet solsystemet. Tidsrummet er omkring 108 år.

              Det involverer sekvensen af ​​transformationer af den originale gasstøvskive i klumper på grund af voksende ustabilitet og dannelse af planetesimaler ved indbyrdes kollisioner. Disse grundidéer blev senere udviklet af flere forfattere, der udgjorde nøglepublikationen (Goldreich & amp Ward, 1973 Safronov, 1969).

              Vigtige begrænsninger

              Når vi diskuterer problemet med solsystemets oprindelse, behandler vi først og fremmest nogle af dets indlysende mekaniske og kosmokemiske træk, der fungerer som forudsætninger og lægger vigtige begrænsninger på de udviklede scenarier:

              Alle planeter kredser om Solen i samme prograde (mod uret, når man ser fra Nordverdenpolen) retning, sammenfaldende med Solens iboende rotation omkring dens akse. Banerne er næsten cirkulære og har en meget lille hældning til ekliptikken - det imaginære plan, der indeholder Jordens cirkumsolære bane. På samme måde roterer alle planeter (undtagen Venus og Uranus) i progradretning, og det samme er tilfældet for størstedelen af ​​deres satellitter, hvilket hævder, at planetariske systemer dannede i en samlet proces fra det samme originale diskmateriale. Satellitter er låst i resonans med planetens iboende rotation, og derfor vender de mod planeten på samme side, svarende til vores måne. De yderste satellitter, der kredser om gigantiske planeter, opfører sig mere tilfældigt og viser både prograde og retrograde kredsløb og rotationer, og de betragtes som små kroppe, der senere er fanget af planetens tyngdekraftsfelt.

              Der er en særegen masse- og vinkelmomentfordeling i solsystemet: Mens solen udgør 99,8% af hele solsystemmassen, udgør planeterne næsten 98% af dens vinkelmoment. Grundlæggende skyldes dette processen med diskudvikling og dannelse af planeter, selvom det endnu ikke er klart, hvordan vinkelmomentfordelingen i den tidlige solsystemhistorie er sket.

              Der er lignende kosmisk overflod af ikke-flygtige kemiske grundstoffer i solen og de fleste primitive meteoritter (kulstofholdige chondritter), som ses som originale uberørte stoffer, der delvis er arvet fra den protosolære tåge og for det meste tabt. Der er nogle tegn på, at der blev dannet indre planeter af sagen, der lignede den for chondritter, meteoritsammensætning og oplevede dramatiske transformationer i løbet af evolutionen, mens gas-isige gigantiske planeter bevarede deres kemiske sammensætning i det væsentlige uændret siden oprindelsen, mens fasesammensætningerne helt sikkert har ændret sig som planeter voksede.

              Der eksisterer en tydelig sammenhæng mellem den planetariske bulksammensætning og deres afstand til Solen (med en lille undtagelse for Uranus og Neptun), til støtte for kondensationsteorien, der favoriserer fremkomsten af ​​forskellige stoffer fra varmgasdisken afhængigt af radial temperaturfordeling og dermed på afstanden fra Solen. Faktisk kan teorien om kondens, der postulerer den successive fremkomst af høje temperaturer og lave temperaturkondensater fra det protoplanetære diskmateriale afhængigt af radial afstand fra Solen, muligvis genkendes på grund af nogle geokemiske og dynamiske begrænsninger. Denne fraktionering menes at være ansvarlig for de stenrige indre planeter tæt på Solen og gasformige iskolde ydre planeter længere væk, det vil sige den stenede sammensætning af de jordiske planeter, der indeholder mange ildfaste elementer/forbindelser og den for det meste gasformige og isnende sammensætning af kæmpe planeter .

              Sammensætningen af ​​asteroider i de vigtigste asteroider bælte mellem Mars og Jupiter baner er mellemliggende mellem de silikat/metalrige indre planeter og de flygtige rige ydre planeter, hvilket også støtter kondensationsteorien og dynamisk udveksling. Til gengæld består kometer hovedsageligt af vandis og andre frosne flygtige stoffer, og disse kroppe bevarer det mest uberørte stof, som solsystemet dannede sig fra. Migration og kollisionsprocesser gennem hele solsystemets historie og materietransport ser ud til at spille den afgørende rolle i den efterfølgende planets udvikling. Overflader på de jordiske planeter er blevet arret af asteroide og kometære påvirkninger og malet med en finer af flygtige og organiske forbindelser lavet af potentielt livsdannende elementer, der under visse betingelser omdannes til et biologisk angreb, i det mindste på Jorden.

              Opdagelse af cirkstellære protoplanetære gasstøvskiver og ekstrasolare planeter blev den store milepæl i udviklingen af ​​planetarisk kosmogoni. Strukturen og sammensætningen af ​​diske og de forskellige konfigurationer af de exoplanetære systemer satte vigtige begrænsninger på oprindelsen af ​​protosolar -stjernetågen og forskellige scenarier for planetsystemets udvikling og, baseret på dette angreb, fremkaldte raffineringsteorier og computermodellering af solsystemets oprindelse på den komparative nærme sig.

              Grundlæggende scenarie

              Hjørnestenen i det overordnede scenario er en oprindelse for kompakte, roterende protosolære nebula selv, der er fragmenteret fra en primær molekylær sky - en af ​​de typiske beboere i det ydre rum (figur 2).

              Figur 2. Sekvens af dannelse af protostjerneskiver fra en original diffus sky. Ændringer af de parametre, der er involveret i udviklingsprocessen, vises.

              Det fladt støt ned ved iboende rotation, hvilket resulterede i forskelligt roterende gasstøvskive af hundredvis af astronomiske enheder på tværs af dannelse omkring den kollapsede centrale kerne, hvor trykket og temperaturen gradvist voksede op, indtil termonukleære reaktioner blev antændt (se figur 1a). Den originale sammensætning af den cirkumsolare koldgasstøvskive, der kom ud af den protosolære tåge, bestod hovedsageligt af det kosmisk mest rigelige hydrogen og helium i forholdet 70,5 til 27,5 vægtprocent (

              10: 1 med antallet af partikler), mens de resterende 1,5% var fremstillet af de tungere grundstoffer og forbindelser i enten gasformige eller faste (støv) tilstande (Lodders, 2003). En del af dem er de klippeformende elementer såsom silicium og metaller, der er blevet kogt inde i stjerner fra urtens hydrogenatomer. Disse produkter blev sprøjtet ud i interstellar medium i slutfasen af ​​massiv stjernevolution, nogle kom ind i kolde protoplanetære stjernetåger, hvorfra nye stjerner og formodentlig planeter kan dannes, som det tilsyneladende var tilfældet med solsystemets oprindelse med sine stenede planeter og gasformige planeter med stenede kerner.

              Ideen om, at den protosolare tåge blev frembragt ved en supernovaeksplosion i nærheden af ​​en kompakt gassky, der oprindeligt blev dannet gennem fragmenteringen af ​​en mere massiv gasklynge, anerkendes, når man adresserer solsystemets oprindelse (Wasserburg, 1985). Støtten til denne hypotese kommer fra den observerede berigelse af Allende -meteoritten i 26 mg. Denne stabile isotop er et produkt af radioaktivt henfald af det kortlivede radionuklid 26 Аl med en halveringstid på kun 0,74 Ma. Foreløbigt blev denne og andre kortvarige isotoper produceret i supernova-nukleosyntese implanteret i protosolar-stjernetågen i processen med en meget hurtig supernova-produkterinjektion. Samtidig er der tegn på, at solsystemet dannede som en del af en stjerneklynge (Pfalzner et al., 2015), der understøttes af de observerede mængder af kortlivede radionuklider, der er implanteret i protosolar nebula fra en temmelig stor gruppe af stjerner, med en forbehold om, at stjerneklynger er potentielt farlige miljøer for planetariske systemer (Kobayashi & amp Ida, 2001).

              Begge ideer favoriserer generelle synspunkter om den vigtige rolle, kortvarige radionuklider spiller i den tidlige evolution af solsystemet. Konceptet med en supernovaeksplosion, der udløste molekylær skyfragmentering, begunstiges også af modelleringsresultaterne, hvilket tyder på, at der var behov for overtryk for at forårsage tyngdekraftens kollaps af en diffus sky, der forårsagede den hurtige (

              10 3 år) kernekontraktion, svarende til solsystemets overordnede sky og diskseparationen (Lissauer & amp de Pater, 2013). I princippet kunne et sådant overtryk sammen med den procesaccelererende turbulisering af det interstellare medium tilvejebringes af stødbølgerne genereret af en supernovaeksplosion (Belloche, Hennebelle, & amp, André, 2006). Før starten eller under sammenbruddet kan den roterende kerne i molekylærskyen bryde op i fragmenter, hvilket ville give anledning til en enkelt, binær eller flere stjerner. En vigtig faktor, der bidrager til stabiliteten og modvirker fragmenteringen af ​​den proto-stjernekerne (eller det kollapsende proto-stjernede objekt) er magnetfeltet (Klein, Inutsuka, Padoan, & amp Tomisaka, 2007).

              Vores nuværende ideer om udviklingen af ​​den protosolære tåge, der involverer den originale gasstøvdiskformation, er forankret i sammenligningen med udviklende stjerner af soltypen. Baseret på resultaterne af astronomiske observationer og centrale astrofysiske begreber argumenterer vi for, at planeter dannes i en fælles proces med stjernernes oprindelse og kan ses som et mere eller mindre rutinemæssigt biprodukt af stjernedannelse, idet solsystemet ikke er en undtagelse. Grundlæggende viste stjerner, der var omgivet af en disk, at være et ganske almindeligt fænomen, der findes i stjernedannelsesområder (White, Greene, Doppmann, Covey og amp Hillenbrand, 2007). Astronomiske observationer viste (se eksempler i figur 3-5), at omkring 20-30% af de nyfødte stjerner har skiveformede objekter omkring sig, men ikke alle ser ud til at udvikle sig mod planetdannelse.

              Figur 3. Det stjernedannende område NGC 1333 fra Spitzer Space Infrared Telescope Facility (SIRTF) observationer. De omkringliggende diske ses tydeligt omkring flere stjerner.

              Figur 4. Gasstøvskiver omkring flere stjerner. De mørke bånd mellem de lyse områder ses tydeligt.

              Figur 5. Disk omkring stjernen Beta Pictoris. Dens udstrækning i alle retninger fra stjernen er 25 AU, den klart adskilte inhomogene struktur kan tilskrives turbulente processer i gasstøvmediet, hvorpå gravitationsforstyrrelser fra planeterne, der dannes inde i skiven, kan overlejres.

              Sandsynligheden for dannelse af planeter afhænger stærkt af massen og metalliciteten (overflod af grundstoffer, der er tungere end brint), hvilket definerer ved dens position på Hertzsprung-Russell-diagrammet for stjernernes udvikling (Johansen, Youdin og Mac Low, 2009). Massebegrænsningen for et legeme til at blive en stjerne (for at antænde en regelmæssig atomfusionsreaktion i det indre) er M ≥ 0.08 MO. Krop med M& lt 0,01 MO betragtes som planeter (denne tærskel er 10 gange større end massen af ​​Jupiter), mens kroppe i det mellemliggende masseområde (0,01 MOM ≤ 0.08 MO) kaldes brune dværge. De mest relevante stjerner for at besidde planeter er de af sene spektrale klasser (G, K, M). Man kan spekulere i scenariet for dannelse af forskellige objekter, der udgår fra en del af Hertzsprung-Russell (HR) diagrammet i figur 6 (Marov, 2015).

              Figur 6. Billeder af gasstøvskiver opnået fra STS OPO og Hubble rumteleskopobservationer.

              Bemærk, at hovedparameteren, der definerer skæbnen for en kollapsende stjernetåge og planetarisk systemarkitektur, er dens specifikke vinkelmoment, hvilket resulterer i en enkelt eller binær stjernedannelse. Hurtigt roterende enkeltstjerner med protoplanetariske diske dannes kun fra en tåge med et begrænset område (Cassen, 1994 Dutrey, Guilloteau, & amp Ho, 2007). Under tilførsel af stof fra stjernetågen overføres et vinkelmoment til stjernen, hvilket fremskynder dens rotation, som det var tilfældet for Solen, mens en omvendt proces fandt sted i løbet af en tåge, der strækker sig på senere stadier af akkumulering af gashylster , for at tilfredsstille vinklen om bevarelse af momentumbevarelse. Faktisk har de protoplanetære akkretionsskiver en betydelig viskositet, som i øvrigt i kombination med differential rotation af stof fører til tilstedeværelsen af ​​en konstant "iboende" kilde til den interne termiske energi. Det menes, at på grund af de viskøse friktionskræfter (som følge af turbulens, der ledsager den relative forskydning af gasophængselementer under deres orbitale bevægelse), driver diskematerialet mod protosunet langs en meget let skrånende spiralbane som dens vinkelmoment med en mindre en del af skivemassen transporteres udad fra de indre skiveområder til de ydre, hvilket bevirker, at protostjernens rotationshastighed forbliver langt under ustabilitetstærsklen (Fridman et al., 2003 Königl & amp Pudritz, 2000 Pudritz, Ouyed, Fendt, & amp Brandenburg, 2007). Denne transport skyldes sandsynligvis turbulent viskositet med α -koefficient (Shakura & amp; Sunyaev, 1973) i en roterende, konvektivt ustabil gasdisk, som bestemmer radial masseflux og momentumtransport samt tidsskalaen for diskudvidelsen. Store viskøse forskydningsspændinger, der opstod i den kepleriske skive mellem forskelligt roterende cylindriske lag, blev antaget som en kilde til turbulente bevægelser (Dubrulle, 1993).

              Grundlæggende diskuteres den mest realistiske kilde til tab af vinkelmoment af solen på et tidligt stadie af evolutionens rotation. Ikke desto mindre er det i dag hovedsageligt forbundet med tilstedeværelsen af ​​et delvist ioniseret skivemedium og med virkningen af ​​elektromagnetiske kræfter eller fremkomsten af ​​lokal forskydningsturbulens i et poloidalt magnetfelt drevet af magnetorotational ustabilitet - MRI (Balbus & amp Hawley, 1991, 1998 Bisnovaty-Kogan & Lovelace, 2001 Suzuki, Ogihara, Morbidelli, Crida, & amp Guillot, 2016). Derudover kan turbulens i det ioniserede gasmedium udløses af hydrodynamisk ustabilitet, såsom baroklinisk ustabilitet og virke gennem hele α Disk (Bitsch, Johansen, Lambrechts, & amp Morbidelli, 2015). Desuden blev der foreslået et potentielt bidrag til den viskøse ophobning og dermed tabet af vinkelmoment på grund af stjernevindens udstrømning. Bemærk, at denne mekanisme, der blev kaldt magnetotermiske skivevind fra en protoplanetarisk disk, ville reducere rollen som MR (Bai, Ye, Goodman og amp Yuan, 2016).

              Nøglerollen for elektromagnetiske kræfter med turbulensinddragelse til at forklare overførselsfænomenet er begrundet ud fra det fysiske synspunkt. Ifølge de nuværende synspunkter er forskydningsturbulens og kaotiske magnetfelter med energi, der kan sammenlignes (eller højere) med energien i hydrodynamisk turbulens, de mest sandsynlige årsager til viskositet i de forskelligt roterende diske. Udover regelmæssige magnetfeltlinjer, der trænger ind i skiven, bør kaotiske magnetfelter, der strækker sig med tiltrækkende plasma, blandet på grund af diskens differentielle rotation og oplever genforbindelse ved grænserne mellem kaotiske celler, også bidrage til viskositeten i de indre og ydre diskområder. Man kan indrømme, at både små og store magnetiske felter (sidstnævnte især er ansvarlige for de kollimerede bipolære udstrømme, se figur 8) spiller en vigtig rolle i både vinkelmomenttransporten og den fysiske akkretionsmekanisme (Balbus & amp; Hawley , 1998 Kolesnichenko & amp Marov, 2008 Marov & amp Kolesnichenko, 2013). Små skala magnetfelter i akkretionsdisken som en vigtig kilde til disk turbulent viskositet og mekanisme for vinkelmomenttransporten blev bekræftet af den respektive numeriske modellering (Marov & amp; Kuksa, 2015).

              Termisk historie af den oprindelige protoplanetariske disk styres af de flere hovedprocesser, der afgørende påvirker dens struktur og sammensætning. De inkluderer opvarmning af gas/partikler og foto-fordampning ved elektromagnetisk EUV-røntgenstråling fra en protosun, der forårsager partikelspredning, turbulent energifrigivelse og kondensering af den gasformige fase ved fald af disketemperaturen (temperaturgradient) med radial afstand. Strålingsoverførsel fra protosun blev fastsat af den variable diskmateriale -opacitet og spektral energifordeling, mens turbulens mest effektivt påvirkede gasoverførsel af det differentielt roterende diskmateriale og dets viskøse udvikling under hensyntagen til diskens lokale parametre.

              Ved høje temperaturer tæt på Solen kunne gasser ikke tilbageholdes i de indre skiveområder og blev eksileret udad og efterlod stenrige legemer, der var udtømte med flygtige stoffer, sidstnævnte akkumulerede i sidste ende i giganter. En interessant øvelse er at estimere, hvilken masse Jorden ville have haft, hvis flygtige stoffer ikke er gået tabt (Morrison & amp Owen, 1988). For at gøre dette kan man skalere de kosmiske forhold mellem H og He til Si baseret på deres kosmiske overflod. For brint har vi: H/Si = 2,6 x10 4 i tal eller 940 i masse. For helium har vi: He/Si = 1,8 x10 3 i tal eller 250 i masse. Lad os huske på, at Jorden indeholder 6 x 10 26 g Si (10% af Jordens samlede masse). Med de indbyggede flygtige stoffer ville Jordens masse være: (1+940+250) x 6x10 26 = 7,1 x10 29 g. Dette er cirka 120 gange massen af ​​den nutidige jord (6x10 27 g), eller mere end Saturnens masse!

              I udviklingsprocessen forekommer tilførsel af stof fra stjernetågen på gasstøvskiven og fra skiven på protosun. Diskmateriale (& lt 0.1MO) oplever kompression/udfladning ledsaget af dannelse af tynd og relativt tæt støvet subdisk på grund af partikel, der sætter sig ned til midterplanet, i kombination med radial drift på det tidlige stadie af diskudviklingen. I subdisken er det interne gastryk ikke tilstrækkeligt til at forhindre tyngdekraftsnedbrud af ret store støvpartikler i et område fyldt med gasstøv. Hvis kaotiske turbulente hastigheder af støvpartikler ikke er for høje, og overfladetætheden af ​​det massive støvlag er stor nok, udvikler der sig en gravitationsstabilitet (Jeans) i overensstemmelse med det klassiske Goldreich-Ward-scenario for planetesimaldannelse (Goldreich & amp Ward, 1973) . Gravitationsinstabilitet menes at være ansvarlig for udseendet af primære støvklynger i den fremherskende ringformede underdiskonfiguration (Ziglina & amp Makalkin, 2016 Nakamoto & amp Nakagawa, 1994 Toomre, 1964 Youdin & amp Shu, 2002). Senest blev ændring af Jeans ustabilitetskriterium for astrofysiske diske foreslået baseret på generalisering af Boltzmann-Gibbs statistik (ikke-omfattende statistik, Tsallis, 1988) tilgang (Kolesnichenko & amp; Marov, 2014). Kriteriet er afledt af en modificeret kinetisk ligning med speciel form for kollisionen integreret med applikation på ensartet skivemedium med fraktal struktur i faserummet.

              En alternativ (eller rettere komplementær) tilgang er af hydrodynamisk karakter. Det bagvedliggende koncept er ubalance mellem overfladet gas-støvtæthed og masseoverførsel. To hovedscenarier for en sådan ustabilitet er blevet foreslået. Den første stammer fra en idé om, at disk/subdisc turbulens kan producere lokale regioner (patches) med de forbedrede støv/gas -forhold, der vokser og udvikler sig i sidste ende mod planetesimaler (Youdin & amp. Goodman, 2005). Grundlæggende er det fokuseret på en passiv koncentration af partikler ved turbulens i stor skala (sammenlignelig med den turbulente dissipationsskala) enten inde i hvirvler, der fungerer som partikelfælder (Marov & amp Kolesnichenko, 2013) eller i zonalstrømme (Johansen, Youdin og amp Klahr , 2009) herunder aerodynamisk fremmede regioner mellem hvirvler (Cuzzi, Hogan og amp Shariff, 2008 Pan, Padoan, Scalo, Kritsuk og amp Norman, 2011). Det andet scenario påberåber sig en eksistens af feedback mellem gas og kondenserede partikler i tofasestrømmen, med andre ord tilbagestående reaktion af partikler, der tvinger i en gasstrøm. En sådan kobling mellem gas og støv omtales normalt som lineær streaming-ustabilitet (Youdin & amp; Goodman, 2005 Youdin & amp Shu, 2002), der er ansvarlig for generering af originale præ-planetesimale frø. I numerisk modellering blev støv/gastætheder og nogle andre parametre, der er nødvendige for at denne mekanisme skal fungere, afsløret. Store støvede klumper, specifikt dem, der indeholder korn i stor skala i de foregående kollisions-/koagulationsprocesser, kan påvirke effektiviteten af ​​streaming ustabilitet. Det blev også vist, at ikke -lineær udvikling af streaming ustabilitet kan efterfølges af gravitationsstabilitet under mindre støv/gasforhold (se Armitage, 2007 Bai & amp Stone, 2010 Chiang & amp Youdin, 2010 Drazkowska & amp Dullemond, 2014 Jacquet, Balbus, & amp Latter, 2011 Johansen et al., 2007 Johansen, Youdin, & amp Klahr, 2009 Yang & amp Johansen, 2014 for yderligere diskussion). Desuden er forskydningsturbulens forårsaget af forskellige gas- og støvhastigheder i heterogent diskmateriale ansvarlig for Kelvin-Helmholtz ustabilitet (Garaud & Lin, 2004 Marov & amp; Kolesnichenko, 2013).

              Klynger som følge af streaming/tyngdekraftstabilitet ser ud til at indeholde korn i mikronstørrelse, herunder presolært støv og nebulære kondensater. Sidstnævnte dannede ved forskellige temperaturer afhængigt af radial afstand - fra ildfaste forbindelser i nærheden af ​​protosun til is længere væk. Gensidige kollisioner af klynger og støvpartikler med forskellig størrelsesfordeling deri formodes at føre til yderligere partikler, der vokser med yderligere inddragelse af koagulations-/koalescensprocesser og dannelse af mere tætte strukturer. Opfølgningsprocessen indebærer fortsat vækst af formlegemer med fremkomst af de største, der akkumulerer de fleste mindre legemer og støv gennem kollisioner og tyngdekraftsattraktion, mens den resterende gas, der strømmer indad, går tabt. Processen resulterer i sidste ende i dannelse af talrige tættere planetesimaler på tiere til hundredvis af kilometer på tværs og derefter planetariske embryoner, hvorfra planeter i sidste ende dannes (se f.eks. Kolesnichenko & amp Marov, 2013 Marov, 2005 Weidenschilling, 2000 Wetherill & amp Stewart, 1989).

              Den protoplanetære akkretionsskive formodes at blive fuldstændigt spredt i cirka de første 4-5 millioner år efter solsystemets oprindelse. I løbet af denne periode opstod akkumulering af primære faste legemer gennem løbende (oligarkisk) vækst, mens resterende planetesimaler fejes op fra deres tilvækningsområde, såvel som processen med gasophobning på de ydre gigantiske planeter skete (Lissauer & amp de Pater, 2013). En længere tid (ca. 30-100 millioner år) var påkrævet for dannelse af terrestriske planeter gennem den klassiske kollisionsvækst af kroppe, der er arvet fra den tidligere fase, hvilket sikrer, at deres relative hastigheder pumpes op tilstrækkeligt til gensidig akkumulering af de største embryoner til planeter. Den overordnede proces med solsystemdannelsen optog i alt cirka 10 8 år. Asteroider og kometer betragtes som resterne af denne proces. Lignende processer ser ud til at forekomme i ekstrasolar planetarisk systemdannelse omkring ikke kun enkelt, men også binære og flere stjerner med de særegne systemers dynamik (Marov & amp; Shevchenko, 2014, 2017).

              Kosmokemi og evolutionskronologi

              Af primær betydning er en mulighed for at få indsigt i kronologien for de vigtigste fysiske og kemiske mekanismer, der er ansvarlige for den tidlige evolution af solsystemet. Undersøgelse af meteoritter er det kosmokemiske hovedværktøj, der sigter mod at rekonstruere processer af stofs oprindelse og transformationer i den protoplanetariske skive og dannelseslegemer.

              Tidssekvensen blev etableret baseret på målingerne af forholdet mellem lang- og kortlivede isotoper og produkter af deres forfald i meteoritiske materialer. De vigtigste isotopiske systemer, der blev brugt i undersøgelsen, var U, Th-Pb, Sm-Nd, Al-Mg, Mn-Cr, Rb-Sr, I-Xe, Hf-W. Mange udifferentierede meteoritter (chondritter) indeholder de ildfaste inklusioner af mikron til cm i størrelse beriget med ildfaste elementer som Al og Ca (Calcium ENluminum jegnklusions eller CAI'er). De blev antaget at tilhøre det gamle faste materiale, der kondenserede ud nær solen (r & lt 0,5 AU) kl Т

              2000–1700 K (Grossman, Ebel, & Simon, 2002 MacPherson, 2005 Meibom et al., 2007). Disse objekter, herunder nogle ultra-ildfaste mineralknuder (Ivanova, Krot, Nagashima, & amp MacPherson, 2012 Ivanova, Lorenz, Krot, & amp MacPherson, 2015) muliggjorde en bestemmelse af solsystemets absolutte alder. De målte værdier varierer fra 4567,1 ± 0,1 Ma til 4568,67 ± 0,17 Ma (Amelin et al., 2010 Bouvier & amp Wadhwa, 2009 Shukolyukov & amp Lugmair, 2003), hvor den mest pålidelige er 4567,30 ± 0,16 Ma (Connelly et al., 2012) . Således er tidspunktet for solsystemets oprindelse bestemt med nøjagtighed på bedre end

              1 Ma eller 0,02%. Samtidig blev den absolutte alder for jern og stenede meteoritter fra forskellige petrologiske klasser defineret fra 1 til et par Ma yngre CAI (McSween & amp Huss, 2010). Lad os bemærke, at submillimeterchondrules (kugler) indlejret i stenede meteoritter og sammensat af ferromagnesiske silikater er dateret i området fra 4567,32 ± 0,42 til 4564,71 ± 0,30 Ma, hvilket indikerer en aldersforskel mellem CAI'er og kondruler med implikation af, at dannelse af kondruler varede

              3 Ma. Denne tidsskala er i overensstemmelse med protoplanetariske diskliv, der udledes af astronomiske observationer.

              Man kan antage, at der i løbet af få millioner år forekom intervalakkumulering og termisk udvikling (differentiering) af forældrekropperne i disse gamle meteoritter. Foreløbig de første urforældres organer af

              100 km i størrelse dannet i de allerførste par millioner år siden solsystemets oprindelse.En sådan størrelse var tilstrækkelig til, at kroppen kunne opleve differentiering på grund af intens opvarmning af de kortvarige 26 Al- og 60 Fe-nuklider med fremkomst af en jernkerne. Den efterfølgende kerne- og silikatskalfragmentering forårsaget af talrige kollisioner har sandsynligvis været ansvarlig for de eksisterende jern- og stenmeteoritter. Ellers er deres eksistens vanskelig at forklare i modsætning til ikke-differentierede kondritter, der ikke oplevede smeltning af de udtømte kortvarige isotoper varmekilde.

              Ovenstående tidsskala er i overensstemmelse med resultaterne af computermodellering, der hævder, at tilførsel af stof fra disken på protosunet ophørte i 1–2,5 Ma efter systemdannelsen. Støvunderdisken formodentlig sammensat af 1-10 cm partikler menes at danne meget tidligere, i 0,01-0,1 Ma ved radial afstand r

              1 AU. Her blev kritisk densitet opnået og tyngdekraftsinstabilitet udviklet. Denne tid var åbenbart tilstrækkelig til akkumulering og termisk udvikling af de første faste legemer. Forudsat at massen af ​​den protoplanetariske skive Md var

              0.1 MS og det med hensyn til diskens delvise spredning

              0.1 Md i sidste ende kom ind på planeterne, kan vi estimere

              100 km originale kroppe blev født i den første

              2 Ma. Denne idé er i overensstemmelse med modellerne, der favoriserer distribution af asteroider fra den første generation af planetesimaler af næsten samme størrelse, som sandsynligvis er blevet akkrediteret med kondruler (Bottke, Nesvorny, Grimm, Morbidelli, & amp O'Brien, 2006 Morbidelli, Bottke, Nesvorny, & amp; Levison, 2009 Matsumoto, Oschino, Hasegawa & amp Wakita, 2017).

              Yderligere avancement og nuværende tilstand

              Vi skal nu diskutere den nyeste teknik i vores syn på de vigtigste mekanismer for solsystemets oprindelse. I moderne astronomi består nøglen af ​​billeder i høj opløsning og spektrale egenskaber af objekter, der er relevante for planets dannelse på de forskellige stadier af evolution. I computermodellering er fokus givet på den teoretiske behandling og udvikling af robuste modeller og effektive algoritmer, der giver os mulighed for at få indsigt i tilblivelsen af ​​planetsystemets oprindelse fra det primære stof i det ydre rum, der involverer diskdannelse, dets radiale/vertikale komprimering og støv distribution/størrelse vokser og påvirker diskstrukturen. Desværre, i modsætning til protoplanetære akkretionsskiver, hvis struktur og udvikling er tilgængelige for astronomiske observationer, er mekanismen for primære faste legemer, der er opstillet i gasstøvskiven, og deres vækst til planetariske embryoner stadig temmelig spekulativ, fordi den endnu ikke kan testes eksperimentelt. Derfor er computermodeller i det væsentlige det eneste værktøj til at rekonstruere de flere processer, der er involveret i brugen af ​​observationsbegrænsninger til modelverifikation.

              Astronomiske observationer

              Generelt er vores nuværende forståelse af mekanismen for solsystemets oprindelse i overensstemmelse med de tilgængelige eksperimentelle data. Opdagelsen af ​​circumstellare diske gennem visuelle, infrarøde og submillimeterobservationer i høj opløsning og især ekstrasolare planeter udvider vores synspunkter på diskenes struktur og egenskaber ved nye planetariske systemer med en række forskellige konfigurationer betydeligt. Rumteleskoper som Hubble, Spitzer og Herschel gav et spændende billede af, hvordan alle ingredienserne i den kosmiske gryderet, der gør planetariske systemer fra en protostjernetåge, blandes sammen. Konceptet har imidlertid brug for mere streng og forstærket støtte, og dette er fokus for de progressivt forfinede modeller med et ultimativt mål om at rekonstruere et scenarie for evolution og de involverede processer.

              Det faktum, at en betydelig brøkdel af unge stjerner er omgivet af diske, var allerede blevet indlysende i begyndelsen af ​​1990'erne, selvom de første diske historisk blev opdaget omkring stjerner, der var mere massive end Solen, såsom Vega (α Lyra). Observationerne af unge protostellære og stjernede objekter udføres i øjeblikket over et meget bredt bølgelængdeområde: fra røntgenstråler til radiobåndet. En af de mest informative metoder til at studere disse objekter er at analysere deres spektrale energifordelinger. Undersøgelserne af infrarøde, submillimeter og millimeter spektre har afsløret gasstøvdiske med Keplerian-rotation omkring hundredvis af T Tauri-stjerner (unge stjerner med mindre end 2 solmasser) i alderen fra 10 5 til 10 7 år. Gasstøvdiske er blevet opdaget omkring de fleste af de observerede T Tauri-stjerner i alderen 10 6 år og deromkring

              20–30% af stjernerne i alderen 10 7 år med en gennemsnitlig disklevetid på 3-6 Ma. Diskmasserne vendte

              0.01–0.2 МO mens deres omfang op til

              100 AU (Andrews & amp Williams, 2005 Beckwith & amp Sargent, 1996 Cieza, Kessler-Silacci, Jaffe, Harvey, & amp Evans, 2005 Dullemond, Natta, & amp Testi, 2006 Eisner & amp Carpenter, 2006 Haisch, Lada, & amp Lada, 2001 Hueso & amp Guillot, 2005).

              I dag erkendes det, at både unge (10 6–10 7 år) og ældre (10 7–10 8 år) stjerner besidder diske, enten før de går ind eller allerede bor på hovedsekvensen i HR diagrammet. Unge stjerner (af T-Tauri-type) grupperes imidlertid i regionerne med stjernedannelse (f.eks. Orion-stjernetågen), hvor de dominerer (& gt 70–80%) og indeholder mere gas og støv end de ældre. Det er klart, at processen med dannelse af planeter afsluttet i de ældre diske og henholdsvis størstedelen af ​​stoffet er i de faste legemer, mens gas gik tabt. Støv i disse diske ser ud til at have en sekundær oprindelse som følge af talrige kollisioner og affald, der er efterladt efter dannelsen af ​​planeter og er delvist udtømt ved ophobning på voksende kroppe.

              Termiske infrarøde gas- og støvemissionsmålinger og observationer med høj vinkelopløsning i submillimeter og millimeter bølgelængde bidrog mest til undersøgelsen af ​​disks struktur og kemi, selvom datatolkningen ikke er ligetil. De afslørede, at hovedparten af ​​sagen er koncentreret i et indre område med en radius på

              40 AU (indre grænse for Kuiper -bælteobjekter - KBO -steder i solsystemet) og denne lighed med parametre i sig selv tyder på, at disse diske i alderen 10 6–10 7 år er sandsynlige forstadier til planetariske systemer (Beckwith & amp Sargent, 1996 Cieza, Kessler-Silacci, Jaffe, Harvey, & Evans, 2005). Akkretionshastigheden (total masseflux) fra disken til den centrale stjerne skal estimeres: for de fleste stjerner ligger den inden for intervallet M ˙

              10 –9 –10 –7 МO /år med en middelværdi på

              10 –8 МO/år i stjernealderen fra 10 5 til 10 7, er der en tendens til at fluxen falder fra 10 –7 til 10 –9 МO /år (Calvet, D'Alessio, Hartmann, Wilner, Walsh, & amp; Sitko, 2002 Hueso & amp Guillot, 2005). Et temmelig lavt gasindhold i intervallet 10–2 til 10–3 diskmasse blev fundet, hvilket indikerer lavt gas -til -støv masseforhold i størrelsesordenen 10 i modsætning til et tidligere skøn på næsten en størrelsesorden højere (Williams & amp Best, 2014).

              Mange molekylære arter blev identificeret, og deres isotopiske sammensætninger blev målt (Dutrey, Guilloteau, & amp Ho, 2007 Rab, Baldovin-Saavedra, Dionatos, Vorobyov & amp Gudel, 2016). Talrige molekyler fundet på protoplanetære diske (såsom H2O, СО, N2, H.2CO, HCN osv.) Er sandsynligvis genetisk relateret til de flygtige stoffer, der er indeholdt i de frosne granuler af primordialt ophobningsmateriale. De formodes efterfølgende at blive udsat for betydelig kemisk og termisk behandling. Nogle af disse molekyler er tilsyneladende ioniserede eller i ikke-ligevægtstilstand på grund af fotolysen, der kan tilskrives langt ultraviolet og røntgenstråling fra en ung stjerne. Observationer udført med Spitzer-rumteleskopet tillod opdagelse af flere unge stjerner omgivet af diske i et ret lille stjernedannende område (se figur 3). Størrelsen på nogle diske kan sammenlignes med Neptun -kredsløbet i solsystemet (figur 7).

              Figur 7. En del af Hertzsprung-Russell-diagrammet. Diagonale linjer, der løber fra øverste venstre til nederste højre, er skiveradier fra 10 AU til 0,1O. Den faste kurve repræsenterer hovedsekvensen. Spor for protostarer af solmassen (større og lavere) vises. Objekter, der har М& lt & lt МO bor ikke i MS.

              Bemærk, at Kuiper-bæltet kunne betragtes som analogt med støvrester med lav masse, der er observeret omkring mange hovedsekvensstjerner, hvor planets eksistens er vist ved en vis skævhed (Lagrange, Backman og Artymovich, 2000).

              Af stor betydning for forståelsen af ​​udviklingen af ​​den protoplanetære akkretionsdisk, især dens inhomogene struktur, termiske regime og dynamik i dens indre områder, er dataene om støvsammensætning og udvikling (Alexander, Boss, Keller, Nuth, & amp Weinberger, 2007) . Observationer blev udført i de optiske, nærliggende og termiske infrarøde spektrale områder og omfattede målinger af emissionsspektre med den lange baseline -interferometri i millimeterbølgelængden. Mange specifikke træk ved termiske gas-støvemissioner blev afsløret, herunder kilder til kemisk behandling af gasformige skiver og at finde spektakulære støvringe (ALMA Partnership) (ALMA Partnership, Brogan et al., 2015 Andrews et al., 2016 van der Marel et al., 2013 Perez, Isella, Carpenter, & amp Chandler, 2014 Pinte et al., 2016). Støvpartiklernes fysiske egenskaber og mineralogi blev udledt under forudsætning af en nær analogi med meteorpartikler i Jordens atmosfære. Interessant nok viste det sig, at diskpartikler var meget større end mikronstøv i det diffuse interstellare medium: De største er millimeter til centimeter på tværs og ligner sand eller endda småsten (Beckwith, Henning, & amp; Nakagawa, 2000 Natta et al., 2007) . Desuden udviser de højden stratificering, idet de mindre partikler i mikronstørrelse er koncentreret nær skiveoverfladen. En sådan lagdeling menes at vedvare i millioner af år. Naturligvis påvirker indholdet og størrelsesfordelingen af ​​faste partikler (granulat) skivemediets opacitet og turbulensstrømningsmønstre. De påvirker kraftigt diskens termiske regime, viskøse egenskaber, kemiske transformationer i et gasformigt medium og i sidste ende dets udvikling, herunder processernes afhængighed af den radiale afstand fra protosunet og den tidlige subdiskdannelse (se figur 8).

              Figur 8. Skema til dannelse af en gas-støv-akkretionsskive og en underdisk. Proto-Solen, på hvilket stof fra den protoplanetære tåge (den røde farve) fortsætter med at tiltrække, er i centrum. Den grønne farve angiver den subdisk, der danner støv, i nærheden af ​​hvilken udstrømningen af ​​gas og støv, herunder de dannede kondensater ved høj temperatur i den indre zone, såsom ildfaste CAI'er, finder sted. Den blå farve angiver de bipolare strømme af stof, der kan tilskrives det solmagnetiske felt.

              Baseret på observerede partiklers egenskaber kan det med rimelighed antages, at deres tilblivelse er relateret til dannelsen meget tæt på protostjernen, og at nogle af dem kan have undergået opfølgningsprocesser for fordampning-krystallisering under radial bevægelse i disken. Desuden kan de opleve opvarmning af stødbølger i tilvækningszonen og efterfølgende hurtig afkøling. I overensstemmelse med dette koncept er det at finde den samme type temmelig ildfaste materialer i kometer, især dem, der kommer fra de frigide udkanter af vores solsystem. Det er kendt, at kometer er født i områder uden for linjen, hvor vand bliver frosset (kaldet snelinjen) og omtales som rester af de iskolde planetesimaler. Et sandsynligt scenario, man kan antage, er, at kometer, der er dannet på grund af tyngdekraftsstyrtning af småstenskyer, opstod gennem streaming-ustabiliteten (Lorek, Gundlach, Lacerda og Blum, 2016), som erhvervede de faste stoffer, der ville have været frosset til kometer på planeten- danner diskområder.

              Computer- og labmodellering

              Sagen om den protoplanetære gasstøvskive er et komplekst system med den forskellige fasesammensætning, densiteter, temperaturer og grader af ionisering, som varierer med radial afstand. Grundlæggende er det et inhomogent medium sammensat af gas- og støvpartikler af forskellig størrelse og oprindelse. Dette stof, der generelt er magnetiseret støvet plasma, er i en turbulenstilstand afhængigt af den radiale og azimutale position af en pakke (Marov & amp; Kolesnichenko, 2013) .Når de vigtigste dynamiske kræfter, der styrer den roterende skive, udflader (gravitations- og centrifugal ) er i balance, dominerer svagere faktorer, såsom de termiske/viskøse processer, turbulens og elektromagnetiske fænomener diskens udvikling. De påvirker bestemt kondensationen af ​​flygtige stoffer, herunder først og fremmest vand, og har en betydelig indvirkning på det relative indhold og overflod af gasformige arter og faste partikler samt skiveenergisk og vinklet momentumtransport.

              Når der ses bort fra plasmaeffekterne, kan bevægelsen af ​​et diskmedium indeholdende støv suspenderet i gas modelleres mest hensigtsmæssigt inden for rammerne af mekanik i heterogene turbuliserede medier, idet der tages hensyn til fasernes fysisk-kemiske egenskaber, varme og massetransport, hændelige stråle-/uigennemsigtighedsændringer, viskositetsvariationer, kemiske reaktioner, faseovergange, koagulation, fragmentering osv. Den strenge matematiske behandling af problemet præsenteres i Marov og Kolesnichenko (2013). Den er specifikt fokuseret på den dynamiske vekselvirkning mellem turbuliseret gas og støv, herunder ændring af bærefasens turbulensenergi med faste partikler (dvs. støvkomponentens omvendte virkning på skivegaskomponentens turbulente og termiske regimer) turbulensens indflydelse på hastighederne ved faseovergange (fordampning, kondens) på de hoplignende dispergerede partikelakkumuleringsprocesser såsom koagulation og fragmentering under indbyrdes kollisioner mellem partikler i massestrømmen og til sidst på bundfældning af faste partikler gennem gassen til diskens midterplan, hvor de danner et udfladet støvlag - en geometrisk tynd subdisk.

              Det er klart, at tilstedeværelsen af ​​polydisperse (forskellige partiklers størrelse) blanding i et turbuliseret medium komplicerer diskhydrodynamikken væsentligt og bidrager til realiseringen af ​​yderligere regimer af kosmisk stofstrøm. Bemærk, at de synergetiske kollektive selvorganiseringsprocesser i det termodynamisk åbne system på protoplanetarisk disk mod baggrund af en storskala forskydningsstrøm af kosmisk stof i forbindelse med dens differentierede rotation betragtes som meget vigtige mekanismer, der former egenskaberne af en viskøs akkretionsskive på forskellige stadier af dets udvikling (Kolesnichenko & amp; Marov, 2006b Nakagawa, Sekiya, & amp; Hayashi, 1986).

              Uanset hvilken karakter af begivenheder der er under overvejelse, er det klart, at komplekse fysiske og kemiske processer, der ledsager udviklingen af ​​det heterogene medium, hvor støvpartikler kolliderer domæne, er ansvarlige for det første faste stofs oprindelse og planetesimals dannelse. De udviklede modeller omfatter sekvensen af ​​ændringer i aggregattilstanden for de vigtigste protoplanetære stofkomponenter placeringen af ​​kondensations-fordampningsfronterne afhængigt af diskens termodynamiske parametre rollen som partikelsublimering og koagulation i tofasemediet med kontoen for partikelstørrelsesfordeling det relative bidrag af stråling og turbulens til varme- og massetransporten og mekanismerne til udvikling af strømnings- og tyngdekraftsstabilitet med hensyntagen til forskydningsspændinger i grænselag og polydispergerede, suspenderede støvpartikler (se f.eks. Armitage , 2007 Marov & amp Kolesnichenko, 2013).

              I den mest omfattende tilgang bør en kontinuummodel af heterogent diskmedium tage højde for den fælles indflydelse af MHD -effekter og turbulens på dynamikken og varme- og massetransportprocesser i differentielt roterende stof, idet der tages hensyn til inertieegenskaberne ved den polydisperserede blanding af faste partikler, koagulation, stråling og skiftende opdeling af elementer mellem gasformige og kondenserede faser. Turbulens genereret ved grænserne for de protoplanetære disklag og forårsaget af forskydningsstrømme svarer i karakter til parametrene for et grænselag (Ekman) og påvirker diskdynamikken væsentligt, herunder Kelvin-Helmholtz ustabilitet. Det er vigtigt at understrege, at generering og vedligeholdelse af forskydningsturbulens på forskellige evolutionære stadier af disken involverer et tofaset (gasstøv) medium med en differentiel vinkelhastighed, forskellige relative indhold af støvpartikler, deres størrelsesfordeling og koagulationsprocesser. Generelt bør der anvendes en heterogen mekanisk tilgang for at redegøre for fremkomsten af ​​sammenhængende orden på baggrund af tilfældige bevægelser i store turbulente strukturer. Også udviklingen af ​​turbulens i den roterende akkretionsskive formodes at være påvirket af hydrodynamisk helicitet, der er ansvarlig for kaskadeprocessen ved den omvendte energioverførsel fra små til store hvirvler og negativ viskositetsudseende i mediet (Kolesnichenko & amp; Marov, 2007).

              I øjeblikket er en numerisk løsning af hovedparten af ​​problemerne med hensyn til heterogeniteten af ​​et turbulent medium, stråling, diffusion, kemi og MHD -effekter næppe mulig, og kun begrænsede tilgange er mulige. Bemærk, at fordi terrestriske planeter dannes tæt på Solen, er fokus i modellering specielt indsnævret til de dårligt opløselige indre skiveområder inden for flere astronomiske enheder, hvor stof aktivt tiltræder den unge stjerne. Dette resulterer i forholdet mellem støv/gas, optisk uigennemsigtighed og ændringer i termisk regime samt betydelige bidrag fra fotokemiske processer til transformation af stoffets sammensætning og overførsel.

              Termisk regime

              Diskens termiske regime behandles som en nøgle til dets oprindelige indre struktur og første dannelse af faste stoffer. Den tyktflydende diskudvikling med radial temperaturforløbshastighed betragtes som det mest realistiske scenario for solsystemkroppernes dannelse (Alexander, Boss, Keller, Nuth, & amp; Weinberger, 2007 Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Makalkin & amp Dorofeeva, 1995 Lynden-Bell & amp Pringle, 1974 Marov et al., 2013).

              En varm snarere end kold model af planeter, der ophobes fra sagen, der ligner chondriticmeteorites, virker mest sandsynlig. Det understøttes af de etablerede forskelle i overfloderne af mange elementer og deres isotopiske forhold mellem Solen, udifferentierede meteoritter og Jorden. Alle chondritter (undtagen CI) og vores planet er faktisk udtømt i moderat flygtige (Na, K, Rb, Sn osv.) Og stærkt flygtige (Cs, Pb osv.) Elementer i forhold til solmængderne, der ligner deres overflod i kulstofholdige CI -chondritter.Tømningen er mest udtalt i elementer som Bi, Cd, Cs, Hg, In, Pb, Se, Te, Tl, Zn, S osv. (Lodders, 2003 Palme & amp; Boyton, 1993), der viste sig at være typiske ikke kun for forskellige typer chondritter, men også for massesammensætningen af ​​de jordiske planeter og nogle store planetesimaler, for eksempel for basaltiske achondriters moderkroppe - eukrit. Derfor kan man konkludere, at differentieringen af ​​moderat og meget flygtige elementer var en vigtig storskala proces i de tidlige evolutionære faser af den protoplanetariske accreting disk under relativt høj temperatur (Marov et al., 2013).

              Grundlæggende kan den observerede udtømning af stærkt og moderat flygtige elementer skyldes enten delvis fordampning eller ufuldstændig kondensering af planternes proto-stof og chondritternes overordnede organer, fordi jo højere volatiliteten af ​​et element er, desto større er udtømningen. Termodynamiske beregninger viste, at temperaturer på ikke lavere end 1200–900 K er påkrævet i begge tilfælde (Petaev & amp Wood, 1998 Saxena & amp Eriksson, 1986). Ved sådanne temperaturer kan der kun forekomme delvis ikke-ligevægtsfordampning, og nogle CAI'er viser klart tydelige kemiske og isotopiske beviser for det. Det er af interesse at bemærke, at en eksperimentel undersøgelse af fraktionel fordampning af materialet i CI -chondritter, der sigter mod at opnå materialet af kondritter af andre typer, viste, at uanset redox -fordampningsbetingelser, rester opnået ved opvarmning adskiller sig radikalt fra den faktiske chondritmateriale i overflod af stærkt og moderat flygtige elementer (Lipschutz, Biswas, & amp McSween, 1983). Disse forskelle blev hævdet at være særlig gyldige for overfloderne af sådanne elementpar som Zn og Se Sn og Pb Rb og Cs osv., Med lignende grad af nedbrydning i forhold til overfloderne i chondritter. Resultaterne er imidlertid ikke entydige, fordi alle chondritiske meteoritter er kosmiske sedimenter, det vil sige, at deres komponenter har dannet sig under meget forskellige betingelser i stjernetågen og oplevet forskellig termisk historie, før de senere tiltrækkes sammen.

              Kondensationsmekanismen til differentiering af moderat og meget flygtige grundstoffer ledsaget af deres ufuldstændige ophobning i planeternes proto-stof og chondritternes overordnede organer synes mere berettiget. For de fleste elementer er der en klar sammenhæng mellem graden af ​​nedbrydning og temperaturen af ​​dens kondensation fra en solsammensat gas. Det skyldes sandsynligvis indflydelsen af ​​de kinetiske begrænsninger på de heterogene reaktioner i et gasfast system, der er forbundet med reduktion af reaktionsoverfladen af ​​små støvpartikler under deres ophobning og nogle andre faktorer (Fegley, 2000). Dette gjorde det muligt for os at konkludere, at meget af chondritmaterialet dannedes gennem kondensationen af ​​gasfasen af ​​den protoplanetære skive. Temperaturen steg oprindeligt på diskdannelsesstadiet og nåede fordampningstemperaturen for magnesiske silikater og metallisk jern i en afstand på 1 AU (1400 K) og faldt derefter i løbet af viskøs diskudvikling. I de terrestriske planters dannelsesområde har den altid været godt over H2O kondensationstemperatur - den faldt ikke under 300–500 K.

              Bortset fra mineralfaser indeholdende moderat flygtige grundstoffer er der krystallinske Mg- og Fe-bærende silikater i kondritter, der understøtter den varme protoplanetariske diskdannelsesmodel. Man kan antage, at disse amorfe og krystallinske silikater dannes som et resultat af kondensationsprocesserne i de indre zoner af de cirkelformede diske. Amorfe silikater af den interstellare molekylære sky fra det fragment, som solsystemet dannede, menes at have fordampet i sin indre zone i de tidlige evolutionære faser for at blive kondenseret som krystallinske korn af nano-til-mikrometer under efterfølgende afkøling af skiven gasfase (Arakawa & amp; Nakamoto, 2016 Ciardi et al., 2005 Honda et al., 2003). Man kan antyde, at de inklusioner, der er beriget med de mest ildfaste elementer (såsom Са og Al -komponerende CAI'er, samt de sjældne Hf, Sc, Lu osv.) Var de tidligste kondensater dannet nær solen (r & lt 0,5 AU) kl Т

              2000–1700 K og delvist ført udad gennem den radiale afdrift op til dannelseszonen for forældrekropperne for konditter med ildfaste kondruler indlejret i deres matrix og ind i stenede planetesimaler. Det er klart, at en lille brøkdel af dem nåede r

              5–10 AU, som det fremgår af fundene af olivinkrystaller i Halley- og Hale-Bopp-komets materiale samt i Comet 9 P/Tempel-kernen undersøgt i Deep Impact-eksperimentet (Wooden, Desch, Harker, Gail, & amp Keller, 2007).

              Flere vigtige dannelsestrin i gasstøvskiven omkring proto-solen og dens efterfølgende dynamiske, termiske og kosmokemiske udvikling, herunder ikke-ligevægts delvis fordampning, kondens og komprimering af protoplanetært stof blev sporet inden for rammerne af et ganske omfattende selv -konsistent numerisk model (Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Marov et al., 2013 Morbidelli et al., 2009). Især gav det fordelingen af ​​termodynamiske parametre (Т — Р) i den tyktflydende disk omkring den unge Sol, der passerer gennem T Tauri trin, som en funktion af radial-lodret afstand ( rz koordinater). Radiale temperaturprofiler i diskens midterplan på de forskellige stadier af dets udvikling blev afledt, som det er vist i figur 9.

              Figur 9. Radial temperaturfordeling T(r) i midterplanet på en protoplanetarisk disk mellem 10 og 0,5 AU. 1–4 - dannelsestrin mellem 0,12 og 0,45 Ma (målt i millioner af år) fra diskens oprindelse 5, 6 - viskøs spredningstrin mellem 0,65 og 1,8 Ma 7а – 7в - stadier af støvunderdiskkomprimering og dannelse af støvklynger ved ca. 2 Ma. Temperaturer styres af processerne med kondensation/fordampning af forsterit, enstatit og jern maksimumværdier Tsi ≥ 1.600 К kl r = 0,1 AU og Tsi ≤ 1.400 К kl r = 1,4 AU. Vandis dannes kl Tw

              140–160 К under gastryk Р = 10 ‒7 –10 ‒4 bar ved cirka 3 AU (brud i den stiplet kurve). Den grønne zone viser rækkevidden af ​​mulige temperaturer på stadiet af dannelse af støvklynger.

              Variation af subdisk støvoverfladetæthed ρd som en funktion af den radiale afstand r, forholdet mellem støv/gastæthed og størrelse af støvpartikler er vist i figur 10 som en sekvens af subdisk støvtæthedsudvikling, før kritisk overfladetæthed opnås, og subdisken brydes op i støvklynger.

              Figur 10. Variation af subdisk støvtæthed ρd afhængigt af den radiale afstand r fra 100 AU for partikler af middelstørrelse 10 cm (venstre) og 1 cm (højre). Bredt diagonalbånd - kritisk støvtæthed ρdcr svarer til diskgravitetens ustabilitet og dens fragmentering i støvklynger. Kurver 1–6 - tidssekvens 0, 1 × 10 3, 5 × 10 3, 2 × 10 4, 5 × 10 4 og 1 × 105 (år) fra begyndelsen af ​​subdiskudviklingen.

              Dynamik

              Det skal især bemærkes, at dannelsen af ​​solsystemet var i sagens natur forbundet med de dynamiske processer på alle stadier af oprindelse og udvikling, herunder forskellige former for resonanser, der definerer systemets struktur, konfiguration og stabilitet. Komplekse ikke -lineære dynamiske processer pålægger modellerne for diskudvikling og planetariske embryos oprindelse visse begrænsninger. Dynamikens rolle manifesterer sig især ved observationer af dannelsen af ​​nogle særegne konfigurationer i de ekstrasolare planetsystemer omkring de forældre soltypestjerner (se f.eks. Barucci, Boehnhardt, Cruikshank, Morbidelli & amp Dotson, 2008 Ferraz- Mello, Michtchenko, Beaugé, & amp Callegari, 2005 Marov & amp; Shevchenko, 2017 for yderligere diskussion).

              De grundlæggende principper for de dynamiske systemer blev udledt af Anri Puankare og grundigt udviklet af de mange forskere (se Contopoulos, 2002 og citater deri). De vigtigste parametre, der definerer planetarisk systemkonfiguration, er resonanser og dynamisk kaos. Undersøgelsen bruges til at blive udført som et generelt N-kropsproblem eller inden for rammerne af en begrænset tre-krops-tilnærmelse med inddragelse af nogle begrænsninger. Udover resonante og kaotiske bevægelser tillod denne tilgang os at beskrive periodiske baner, kollisioner, flugt og andre processer i den langsigtede dynamik baseret på enten analytisk eller (for det meste) på den direkte numeriske integration af et sæt almindelige differentialligninger. Det blev vist, at banerne på solsystemets planeter med små excentriciteter og tilbøjeligheder er svagt kaotiske og ikke udviser væsentlige sekulære variationer i tidsskalaerne, der kan sammenlignes med solsystemets alder. Resonanser (en næsten nøjagtig relation mellem karakteristiske frekvenser, f.eks. Orbitalperioder for to kroppe) og tidevandsoscillationer udtales i systemerne af små kroppe og deres tidevandsinteraktioner med planeter, hvilket har stor indflydelse på stabiliteten af ​​deres kredsløb, der er ansvarlige for migrationsprocesser. Stabilitetsproblemerne, herunder interaktion mellem ikke-lineære resonanser i hamiltonske systemer, blev detaljeret analyseret inden for rammerne af Kolmogorov-Аrnold-Мoser (КАМ-teori). For nylig lagde disse og nogle andre undersøgelser (se Chirikov, 1979, 1982) grundlaget for undersøgelse af strukturen og dynamikken i exoplanets systemer omkring binære og flere stjerner (Marov & amp; Shevchenko, 2017).

              Migration, der involverer både dannelse af planeter og små kroppe, kan spille en stor rolle i historien om det tidlige solsystem, der påvirker dets konfiguration og planets sammensætning. Stor mangfoldighed af organer afsløret ved sammensætningskortlægning af hovedasteroidebæltet indebærer en væsentlig blanding af kroppe af forskellige taksonomiske klasser gennem de forskellige dynamiske processer, der påvirkes af planetmigration (DeMeo & amp Carry, 2014). De ydre planeters ustabilitet kan forårsage massiv tilstrømning af kroppe til det indre solsystem (f.eks. Walsh, Morbidelli, Raymond, O'Brien og amp Mandell, 2012). Hydrerede C-type asteroider og kometer transporteret fra ydre områder af solsystemet ville bidrage til ovennævnte mangfoldighed og også være ansvarlig for levering af vand og flygtige stoffer til Jorden og jordbaserede planeter deponeret som en finer i sidste fase af disse planters akkumulering (Anders & amp Owen, 1977 Marov & amp Ipatov, 2005).

              I modsætning til klassiske modeller af de jordbaserede planets evolution med Jupiter – Saturns stabile kredsløbspositioner (f.eks. Raymond, O'Brien, Morbidelli og Kaib, 2009 Wetherill, 1996), var der udviklet forskellige scenarier for at forklare det indre solsystems vand under aktion af de ydre planeters dynamiske ustabilitet. Migration af kroppe og støv fra de forstyrrede trans-neptuniske regioner i Jupiter Crossing Orbits (JCO) og derefter i det store asteroide bælte for til sidst at blive NEO blev undersøgt i de numeriske modeller (Marov & amp; Ipatov, 2005, 2005). Mekanismen, der involverer ustabile positioner af de gigantiske planeter i løbet af deres dannelse, blev udforsket af flere hold. Indadgående migration af Jupiter fra

              5AU og få det indfanget i 2: 3 eller 1: 2 resonans med voksende Saturn (som kunne standse og vende den indadgående migration af Jupiter) blev overvejet i modellen kendt som Grand Tack -scenariet (Jacobson & amp Morbidelli, 2014 Mandell, Raymond, & amp; Sigurdsson, 2007 Walsh, Morbidelli, Raymond, O'Brien, & amp Mandell, 2012). Det blev antaget, at denne proces ville hyrde ydre selers kroppe indad og have indflydelse på planetariske embryoner i det indre område. Dette ville resultere i flygtig implantation gennem planetesimals påvirkninger under terrestriske planets dannelse og opbevaring af resterende uberørte kroppe i hovedasteroidebæltet samt position og sameksistens af asteroider af forskellige sammensætninger (Morbidelli, Lunine, O'Brien og amp Walsh, 2009 Villeneuve, Chaussidon, & amp Liboured, 2009). Desuden blev et sådant scenario påberåbt for at forklare udtømning af vand i zonen for terrestriske planets dannelse i form af en "fossiliseret" snelinieposition uden for Jupiters forløber uden for snelinjen kl.

              3 AU forhindrer kondensering af vand og is indeni (Morbidelli et al., 2015) og/eller mekanisme for vandafgivelse relateret til kæmpe påvirkninger (O'Brien, Walsh, Morbidelli, Raymond, & amp Mandell, 2014).

              Protoplaneter indlejret i en gasformet skive ville opleve drift, der ændrede deres kredsløbspositioner. Uranus og Neptuns bevægelse fra stedet for deres oprindelige dannelse tæt på Jupiter-Saturn-zonen længere væk fra solen blev antaget at udøve dannelse af det trans-neptuniske kuiperbælte. Dette scenario blev begrundet ved at evaluere den tid, der kræves for tilvækst af Uranus og Neptunus i deres nuværende baner. Modellering viste faktisk, at en sådan tid ville overstige solsystemets alder. Modellen, der undertiden omtales som rekonfiguration af gigantiske planetbaner ("Flot model", Morbidelli, Levison, Tsiganis, & amp Gomes, 2005 Tsiganis, Gomes, Morbidelli og amp Levison, 2005) antydede en eksistens af flere ældres skive snesevis af jordmasser lavet af kometlignende objekter, der bor lige uden for de første baner på de gigantiske planeter. Disken menes at være spredt i hele solsystemet ved tyngdekraftsinteraktioner mellem de gigantiske planeter, der også fører til deres migration. Det er værd at bemærke, at bevægelse af Uranus - Neptun udad på grund af tyngdekraftsinteraktioner med planetesimalerne i sidste ende ville skubbe dem ud i hyperboliske baner.

              De dynamiske modeller, der involverede ustabilitet i den gigantiske planets zone, var forbundet med den dramatiske hændelse ved Late Heavy Bombardment (LHB) på Månen og terrestriske planeter (Gomes, Levison, Tsiganis og amp Morbidelli, 2005) og Månekraterets kronologi. Imidlertid er timingen af ​​ustabiliteten (godt før LHB eller senere), der ligger til grund for disse modeller, stadig uklar. Senest (Morbidelli et al., 2017), i stedet for at bruge den terminale katastrofehypotese, der dårligt forklarede den udløsende strøm af legemer fra det ydre asteroide bælte, forbandt kilden til LHB -projektiler med rester af planetesimaler ("planetens ophobning af enden" ) fra tidspunktet for ydre planets dannelse. Til støtte for denne idé bragte de nogle beviser for månekraters registreringer og matchende tæthed af kratere med Highly Siderophile Elements (HSE) i månekappen. Disse "jernelskende" elementer blev fundet i chondrit -meteoritter, og formodentlig blev de leveret med projektiler af lignende sammensætning efter en større begivenhed ved månespecifikation, med kernens fremkomst og synkning af den originale HSE i kernen. Derfor geokemiske begrænsninger for store kraters sammensætning dannet af projektiler og tidsskalaen for kappe af havkrystallisering (

              4.35 Ma, med kontoen for Fe-S-segregering), fortaler for aftrykket af LHB-begivenhed i halenden af ​​planetakkretion (Morbidelli et al., 2017). Den moderne modelkobling LHB kl

              3.9 Ma med tiden for ydre planeters ustabilitet ser ud til at rumme den nuværende viden med minimale forudsætninger.

              C-chondritternes og vandtransportens kritiske rolle i det indre solsystem kunne spilles af processen med ydre planets dannelse uden ændring af deres kredsløbspositioner (Raymond & amp. Izidoro, 2017). Dette er en slags spredningsmodel, der postulerer en langsom tilførsel af gas i det brede ydre bælte rig på flygtige stoffer (

              5–20 AU) af gigantens kerner indtil en vis tærskel med begyndelsen af ​​Jupiters løbende vækst. Denne proces tilvejebringer destabilisering, gravitationsspredning af nærliggende planetesimaler af Jupiter og Saturn og deres store radiale blanding, nogle af dem bevæger sig indad og bor (resonans) interiør i forhold til Jupiters. Efterhånden som gas forsvinder, bliver planetsimals baner gradvist excentriske, herunder dem, der er fanget i hoved-asteroide-bæltet og krydser området med voksende jord- og jordplaneter, og leverer dermed vand med C-chondritter og andre typer meteoritter. Senere implantation af disse arter ved spredning udløst af vækst og mulig migration af Saturn og iskolde planeter viser sig at være ikke-effektiv. Dette scenario uden eller meget begrænsede centrale antagelser relateret til Grand Tack eller Nice -modellerne virker ganske plausibelt og indebærer et tæt forhold mellem både indre og ydre planets dannelse.

              Dannelse af partikler og vækst af faste legemer

              Nøgleproblemet med solsystemets oprindelse er, hvordan solsystemets kroppe (originalt støv og kondensater, såvel som dem, der produceres i koagulation) gradvist voksede på skalaer, der spænder fra nano- og mikronstørrelse til planetesimaler og planeter og dermed spænder over snesevis af ordrer af størrelse i masse. Som nævnt ovenfor er tidsafhængig modellering med de forskellige partikelstørrelsesfordelingsfunktioner og begrænsede laboratorieforsøg det eneste værktøj til at få indsigt i problemet. Talrige forsøg på at rekonstruere processen under hensyntagen til nebula termisk struktur fordampningsfronter (EF'er) position for forskellige komponenter afhængigt af radialtemperaturforløbshastigheder i diskens mellemplanvækst ved at holde sig begrænset af hoppende fragmentering og radial drift på grund af stigende tåge modvind af voksende organer, der påvirker massefordeling osv., er blevet foretaget (se f.eks. Birnstiel, Dullemon og amp Brauer, 2010 Dominik, Blum, Cuzzi, & amp Wurm, 2007 Estrada, Cuzzi, & amp Morgan, 2016 Nakagawa, Sekiya, & amp Hayashi, 1986 Ormel , Spaans, & amp Tielens, 2007 Wada, Tanaka, Suyama, Kimura, & amp Yamamoto, 2008, 2009 Weidenschilling, 1980). Laboratorieforsøg med silikat- og ispartikler -kollisioner under mikrogravitationsforhold afslørede også nogle vigtige mønstre af partikler og partikelaggregatdannelse. Nogle vigtige begrænsninger blev udledt for partikler, der hoppede og stak, herunder translationel energi og restitutionsestimeringskoefficienter afhængigt af påvirkningsparametre (se f.eks. Beitz et al., 2011 Blum, 2004 Blum, Schrapler, Davidson og amp Trigo-Rodriguez, 2006 Brisset et al., 2013 Chiang & amp Youdin, 2010 Güttler, Blum, Zsom, Ormel, & amp Dullemond, 2010 Hill, Heißelmann, Blum, & amp Fraser, 2015 Ida, Guilot, & amp Morbidelli, 2016 Lankowski, Teiser, & amp Blum, 2008 Schrapler, Blum, Seizinger, & amp Kley, 2012 Weidling, Güttler Blum, & amp Brauer, 2009 Weidling, Güttler, & amp Hium, 2011).

              Ifølge de moderne synspunkter startede processen på grund af den ovennævnte udvikling af streaming/tyngdekraften ustabilitet i den tætte underdisk dannet af støvkomponenten, der faldt ned til midterplanet på gasstøvdisken (Dorofeeva & amp Makalkin, 2004 Kolesnichenko & amp Marov , 2014 Makalkin & amp Dorofeeva, 1996 Marov et al., 2013 Youdin & amp Shu, 2002). Dette blev efterfulgt af dannelsen af ​​de primære porøse støvklynger, hvorfra de første faste legemer af småstenstørrelse og til sidst planetesimaler af asteroidstørrelse er opstået. Nogle af disse cm-størrelser og større småsten blev muligvis samlet til porøse klumper, der fødte kometer, denne fremgangsmåde rummer teorien om oprindelige murbrokker, selvom anden teori postulerer, at kometer blev fremstillet af rester, der var tilovers fra den vigtigste planetbygningsfase, og dermed bevarede rester af den protosolære tåge. Ikke desto mindre forklarer kollisionstejerstensteori bedre en temmelig lille størrelse af komets kerne (

              5-10 km) og endda nogle af dem med to fligede former på grund af deres gradvise dannelse ved lav hastighed af småsten/korn, efter at større legemer er akkumuleret, og gas i skiven er forsvundet, efterfulgt af blide kollisioner på grund af omrøring af kometbaner, specifikt ved kanten af ​​planetariske system.

              Sekvensen af ​​faststofvækst og tidsskala for et sådant scenario er vist skematisk i figur 11

              Figur 11. Sekvens af protosolar diskudvikling. (a) Diskdannelse på grund af tilførselsgas og støv fra protosolar -stjernetågen og protosun -fremkomst i midten. (b) Diskudfladning og sedimentation af støvpartikler mod midterplanet og tæt støvdiskdannelse partikelvækst. (c) Fragmentering af subdisk i støvklynger på grund af streaming og tyngdekraftens ustabilitet, klyngekollision og solid vækst, herunder første proto-planetesimal akkumulering med tyngdekraftsdomæne. (d) Planetesimaler og planetarisk embryodannelse, gasdissipation og oprindelig opsætning af solsystemets arkitektur, der i sidste ende udvikler sig til den moderne konfiguration. Tidsinterval: (a) - (b) 10 5 –10 6 år (c) - (d) 10 6–10 7 år.

              den indledende proces menes at vare mindre end 10 5–10 6 år af den samlede

              10 8 års planets dannelse. Bemærk, at den samme korte tidsplan antages for komets dannelse såvel som for den indledende vækstfase for TNO'erne, der sandsynligvis påvirker de kometlignende organers oprindelse og udvikling. Forskydningsturbulensmekanismen ville fremme ringlignende sammentrækning af støv i protoplanetarisk sky til en tynd skive (h & lt & lt r) af ikke-regelmæssig form, der udvider sig mod periferien. Faste legemer, der bliver til planetembryoner, dannes af oprindeligt "løse" gasstøv (porøse) klumper, der fylder hoveddelen af ​​deres tiltrækningskugle (Hills sfære) og langsomt trækker sig sammen på grund af indre tyngdekræfter. Lad os huske på, at selvom væksten af ​​partikler under deres kollisioner hæmmes i kaotisk turbulens, kan deres koalescens og udvidelse forekomme inde i turbulente eddys 'sammenhængende strukturer, der fremmer støvklynger, der er opstillet i hvirvler af baroklinisk natur i en bred vifte af Stokes (St) -numre defineret af forholdet mellem partikelstræk i en omgivende gas og systemets karakteristiske tid (defineret som invers Kepler -frekvens Ω −1) og afhængig af størrelse og tæthed af en partikel. Faste partikler kan også være koncentreret i diske med en ganske svag turbulens, hvor tættere end gennemsnitsstofstrukturer (med et stort støv-til-gas-forhold) ville skabe en stor population af aggregater og udløse streaming ustabilitet. Dette kan være tilfældet i ydre zone med massive skiver, hvor der blev foreslået hurtig vækst af aggregater til planetesimaler (Krijt, Ormel, Dominik, & Tielens, 2016).

              Generelt understøtter begge ustabilitetsmekanismer de grundlæggende Safronov- og Goldreich-Ward-ideer om diskisk tyktflydende ophobning og tyngdekraftsnedbrud i subdisk. Som vi har set, i de moderne modeller, fokuseres der også på de konkurrerende processer med gas- og støvfotofordampning ved hjælp af sol-EUV-røntgenstråling og gaskondensation/kondensvækst samt støvopsamling, klynger , og koagulation inklusive partikelstørrelsesfordeling og lagdelt turbulens. Disse processer ledsages af dannelse/omstrukturering af støvaggregater gennem partikler, klæbning af gas-støv, vækst af faste stoffer og radial drift, hvilket i sidste ende resulterer i gravitationsbundne planetesimaler og planetembryos oprindelse (Armitage, 2007 Birnstiel, Fang, & amp Johansen, 2016 Carrera, Gorti, Johansen, & amp Davies, 2017 Johansen et al., 2014 Marov & amp Kolesnichenko, 2013 Raettig, Klahr, & amp Lyra, 2015 Schaefer, Yang, & amp Johansen, 2017).

              Selvom grundscenariet for løbende partikelvækst generelt forstås, er mange detaljer om processerne involveret på de forskellige stadier stadig uklare. For det første er detaljerne i fysiske mekanismer, der er ansvarlige for primære små støvpartikler, stadig usikre, før tyngdekraftsinteraktioner mellem legemer af hundrede meter kilometer bliver effektive. Processen med partiklers indbyrdes sammenstød påberåbes sædvanligvis som den faktor, der formodentlig har givet anledning til sammenlægning af små partikler for at give enten tætte partikelklumper (Carrera, Johansen, & amp; Davies, 2015) eller småsten/småsten-kompakte aggregater, der vandrer i protoplanetarisk disk og styring af planetesimals vækst (Güttler, Blum, Zsom, Ormel, & amp Dullemond, 2010 Ida, Guilot, & amp Morbidelli, 2016 Krijt, Ormel, Dominik, & amp Tielens, 2016 Nakagawa, Nakazawa, & amp Hayashi, 1981 Zsom, Ormel, Güttler, Blum, & amp Dullemond, 2010 Ormel, Spaans, & amp Tielens, 2007). En sandsynlighed for ødelæggelse frem for vækst af dannende legemer kan imidlertid være større, hvis kollisionsrelative hastigheder og hoppende barrierer for partikelaggregater er signifikante, indtil planetesimals gravitationsattraktion bliver dominerende. Derfor er en effektivitet ved at stikke støvpartikler i aggregater gennem kollisioner en temmelig delikat mekanisme, især hvis partikler af samme størrelse af

              mm -størrelse betragtes (Blum & amp Wurm, 2000). Dannelsen af ​​større objekter begrænset af hoppende menes at blive forstærket af streaming ustabilitet, tyngdekraftsstyrt, kollektiv partikeladfærd og/eller ved statisk komprimering af fluffy støvaggregater (Kataoka, Tanaka, Okuzumi & amp Wada, 2013 Ward, 2000 Yang , Johansen & amp Carrera, 2016).

              Som et kompromis, der sikrer højere effektivitet ved dannelse af agglomerater, går vi ind for kollision i integration af fluffy klynger, der består af partikler i mikronstørrelse frem for individuelle partikler selv, til støtte for de ovenfor nævnte laboratorieforsøg. Det antages yderligere i de udviklede modeller, at klynger og deres individuelle partikler har fraktal struktur. En sådan tilgang blev grundigt undersøgt og valideret teoretisk (Kolesnichenko & amp; Marov, 2013), der involverede sammenfald af gravitations- og brownisk koagulation af støvmonomerer, aggregatvækst og porøs krops interaktion/vækst.

              Bundlinjen i vores numeriske model er agglomerering af små partikler i de primære fluffy støvaggregater med lav massefylde og fraktal karakter af sidstnævnte, hvilket giver anledning til deres komprimering og dannelse af første tætte legemer af gradvist større størrelse. I modsætning til en fremgangsmåde, der blev brugt i de tidligere simuleringer (f.eks. Dominik, Blum, Cuzzi, & amp Wurm, 2007 Wada, Tanaka, Suyama, Kimura, & amp. Yamamoto, 2008, 2009), tilstanden af ​​partikel på hovedet og offset kollisioner inde i støvklynger blev mere strengt vurderet i numeriske N-body-modeller (Marov & amp; Rusol, 2011, 2015a, 2015b). Metode for permeable partikler og modificeret Newton -model for kollisioner blev anvendt med hensyn til restitutionskoefficient Kr afhængig af afstanden mellem partikels centre og deres relative hastighed under hensyntagen til den interne struktur af partikler i fluffy klynger og komplicerede mønstre af deres interaktioner, specifikt i kontaktzonen. Dette gjorde det muligt for os at undersøge kollisionsudviklingen af ​​fluffy klynger, der begyndte fra nano-partikler, der klæber sammen gennem elektrostatiske kræfter og vokser op til komprimerede aggregater af større størrelse og forskellige mønstre. Eksempel på 3D -modellering af udvikling af fraktale støvede klynger med forskellige antal befolket submikronpartikler er vist i figur 12 og 13.

              Figur 12. 3D-numerisk modellering af submikronpartikler, kollisionsinteraktion og vækst inden for et gitter i den oprindelige støvede sky (densitet d = 1,5 × 10 ‒21 g/nm 3. (a) Et eksempel på den originale 3D -struktur af et valgt gitter. (b) Eksempler på agglomeratdannelse i processen med kollisionsudvikling af partikler i nogle gitre.


              Se videoen: Solsystemet