| Giả thuyết về tinh vân là mô hình được chấp nhận rộng rãi nhất trong lĩnh vực vũ trụ để giải thích sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt trời (cũng như các hệ hành tinh khác). Nó cho thấy rằng Hệ mặt trời được hình thành từ vật liệu mơ hồ. Lý thuyết được phát triển bởi Immanuel Kant và được xuất bản trong Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Lịch sử tự nhiên phổ quát và lý thuyết về thiên đàng"), được xuất bản năm 1755. Ban đầu được áp dụng cho Hệ mặt trời, quá trình Sự hình thành hệ thống hành tinh hiện được cho là đang hoạt động trên toàn vũ trụ. [1] Biến thể hiện đại được chấp nhận rộng rãi của giả thuyết tinh vân là mô hình đĩa tinh vân mặt trời ( SNDM ) hoặc ] mô hình tinh vân mặt trời . [2] Nó đưa ra lời giải thích cho một loạt các tính chất của Hệ Mặt trời, bao gồm các quỹ đạo gần như tròn và đồng phẳng của các hành tinh, và chuyển động của chúng cùng hướng với chuyển động của Mặt trời. Một số yếu tố của giả thuyết tinh vân ban đầu được lặp lại trong các lý thuyết hiện đại về sự hình thành hành tinh, nhưng hầu hết các yếu tố đã được thay thế.
Theo giả thuyết về tinh vân, các ngôi sao hình thành trong các đám mây khổng lồ và dày đặc của các đám mây phân tử khổng lồ hydro hydro (GMC). Những đám mây này không ổn định về mặt hấp dẫn và vật chất kết hợp bên trong chúng thành các cụm dày đặc nhỏ hơn, sau đó quay, sụp đổ và tạo thành các ngôi sao. Sự hình thành sao là một quá trình phức tạp, nó luôn tạo ra một đĩa hình thành tiền khí, proplyd, xung quanh ngôi sao trẻ. Điều này có thể sinh ra các hành tinh trong một số trường hợp nhất định, không được biết đến nhiều. Do đó, sự hình thành các hệ hành tinh được cho là kết quả tự nhiên của sự hình thành sao. Một ngôi sao giống như Mặt trời thường mất khoảng 1 triệu năm để hình thành, với đĩa hình thành hành tinh phát triển thành một hệ hành tinh trong vòng 10100100 triệu năm tiếp theo. [1]
Đĩa hình thành hành tinh là một sự bồi đắp đĩa mà nuôi ngôi sao trung tâm. Ban đầu rất nóng, đĩa sau đó nguội đi trong cái được gọi là giai đoạn sao T Tauri; ở đây, sự hình thành của các hạt bụi nhỏ làm từ đá và băng là có thể. Các hạt cuối cùng có thể đông lại thành các hành tinh có kích thước km. Nếu đĩa đủ lớn, các sự tích tụ chạy trốn bắt đầu, dẫn đến sự hình thành nhanh chóng từ 100.000 đến 300.000 năm của các phôi thai hành tinh có kích cỡ từ Mặt trăng đến Sao Hỏa. Gần ngôi sao, phôi hành tinh trải qua giai đoạn sáp nhập dữ dội, tạo ra một vài hành tinh trên mặt đất. Giai đoạn cuối cùng mất khoảng 100 triệu đến một tỷ năm. [1]
Sự hình thành các hành tinh khổng lồ là một quá trình phức tạp hơn. Nó được cho là xảy ra ngoài dòng băng giá, nơi phôi thai hành tinh chủ yếu được làm từ nhiều loại băng khác nhau. Kết quả là, chúng có khối lượng lớn hơn nhiều lần so với phần bên trong của đĩa tiền đạo. Những gì diễn ra sau quá trình hình thành phôi không hoàn toàn rõ ràng. Một số phôi dường như tiếp tục phát triển và cuối cùng đạt tới 5 khối10 Trái đất, giá trị ngưỡng, cần thiết để bắt đầu bồi tụ khí heli hydro hydro từ đĩa. Sự tích tụ khí của lõi ban đầu là một quá trình chậm chạp, tiếp tục trong vài triệu năm, nhưng sau khi protoplanet hình thành đạt khoảng 30 khối lượng Trái đất ( M ) nó tăng tốc và tiến hành trong một cuộc chạy trốn cách thức. Các hành tinh giống sao Mộc và sao Thổ được cho là tích lũy phần lớn khối lượng của chúng chỉ trong 10.000 năm. Sự bồi tụ dừng lại khi khí cạn kiệt. Các hành tinh được hình thành có thể di chuyển trên một khoảng cách dài trong hoặc sau khi hình thành. Những người khổng lồ băng như Thiên vương tinh và Hải vương tinh được cho là lõi không thành công, hình thành quá muộn khi đĩa gần như biến mất. [1]
Lịch sử [ chỉnh sửa ]
Có bằng chứng cho thấy Emanuel Thụy Điển Những phần được đề xuất đầu tiên của giả thuyết về tinh vân vào năm 1734. [3][4] Immanuel Kant, quen thuộc với công việc của Thụy Điển, đã phát triển lý thuyết hơn nữa vào năm 1755, xuất bản Lịch sử tự nhiên phổ biến và Lý thuyết về thiên đàng các đám mây khí (tinh vân) từ từ quay, dần dần sụp đổ và xẹp xuống do trọng lực, cuối cùng hình thành các ngôi sao và các hành tinh. [2]
Pierre-Simon Laplace đã phát triển độc lập và đề xuất một mô hình tương tự vào năm 1796 [2] trong Triển lãm du systeme du monde . Ông hình dung rằng ban đầu Mặt trời có bầu khí quyển nóng kéo dài trong toàn bộ thể tích của Hệ Mặt trời. Lý thuyết của ông có một đám mây protosolar hợp đồng và làm mát, tinh vân protosolar. Khi điều này nguội đi và co lại, nó làm phẳng và quay nhanh hơn, ném ra (hoặc rũ bỏ) một loạt các vòng khí vật chất; và theo ông, các hành tinh ngưng tụ từ vật liệu này. Mô hình của ông tương tự như Kant, ngoại trừ chi tiết hơn và ở quy mô nhỏ hơn. [2] Trong khi mô hình tinh vân Laplacian thống trị trong thế kỷ 19, nó gặp phải một số khó khăn. Vấn đề chính liên quan đến phân bố động lượng góc giữa Mặt trời và các hành tinh. Các hành tinh có 99% động lượng góc và thực tế không thể giải thích được bằng mô hình tinh vân này. [2] Do đó, các nhà thiên văn học đã từ bỏ lý thuyết hình thành hành tinh này vào đầu thế kỷ 20.
Một bài phê bình lớn xuất hiện trong thế kỷ 19 từ James Clerk Maxwell (1831-1879), người đã duy trì rằng xoay khác nhau giữa các phần bên trong và bên ngoài của chiếc nhẫn không thể cho phép ngưng tụ vật liệu. [19659017NhàthiênvănhọcSirDavidBrewstercũngtừchốiLaplaceviếtvàonăm1876rằng"nhữngngườitinvàoThuyếttinhvâncoiđiềuđólàchắcchắnrằngTráiđấtcủachúngtalấyđượcvậtchấtrắnvàbầukhíquyểntừmộtvòngnémtừkhíquyểnMặttrờisauđóbịcolạithànhmộtkhốirắnquảcầuđấtnungtừđóMặttrăngbịnémđibởiquátrìnhtươngtự"Ônglậpluậnrằngtheoquanđiểmnhưvậy"MặttrăngnhấtthiếtphảilấynướcvàkhôngkhítừcácphầnnướcvàtrênkhôngcủaTráiđấtvàphảicóbầukhíquyển"[6] Brewster tuyên bố rằng niềm tin tôn giáo của Ngài Isaac Newton trước đây đã coi là ý tưởng về tinh vân như có xu hướng vô thần, và trích dẫn anh ta rằng "sự phát triển của các hệ thống mới từ những hệ thống cũ, mà không có sự trung gian của một sức mạnh Thần thánh, dường như anh ta vô lý". [7]
sự thiếu hụt nhận thức của mô hình Laplacian đã kích thích các nhà khoa học tìm ra một sự thay thế cho nó. Trong thế kỷ 20, nhiều lý thuyết đã đề cập đến vấn đề này, bao gồm cả lý thuyết hành tinh của Thomas Chamberlin và Forest Moulton (1901), mô hình thủy triều của James Jeans (1917), mô hình bồi tụ của Otto Schmidt (1944), lý thuyết bảo vệ của William McCrea (1960) và cuối cùng là lý thuyết bắt giữ của Michael Woolfson. những ý tưởng Laplacian ban đầu về sự hình thành hành tinh và phát triển lý thuyết Laplacian hiện đại . [2] Không có nỗ lực nào trong số này chứng minh thành công hoàn toàn, và nhiều lý thuyết được đề xuất là mô tả.
Sự ra đời của lý thuyết về sự hình thành hành tinh được chấp nhận rộng rãi hiện nay, mô hình đĩa tinh vân mặt trời (SNDM) đã được truy tìm đến nhà thiên văn học Liên Xô Victor Safronov. [8] Cuốn sách 1969 của ông Sự phát triển của đám mây hình thành hành tinh của Trái đất và các hành tinh [9] được dịch sang tiếng Anh năm 1972, có ảnh hưởng lâu dài đến cách các nhà khoa học nghĩ về sự hình thành của các hành tinh. [10] Trong cuốn sách này hầu như tất cả các vấn đề chính của quá trình hình thành hành tinh đã được xây dựng và một số trong đó đã được giải quyết. Các ý tưởng của Safronov đã được phát triển hơn nữa trong các tác phẩm của George Wetherill, người đã phát hiện ra sự bồi đắp . kể từ ngày 1 tháng 1 năm 2019, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra 3.946 hành tinh ngoài hệ mặt trời trong thiên hà của chúng ta. [11]
Mô hình tinh vân mặt trời: những thành tựu và vấn đề [ chỉnh sửa ]
Thành tựu ]
Các đĩa bụi xung quanh các ngôi sao trẻ gần đó chi tiết hơn. [12]
Quá trình hình thành sao tự nhiên dẫn đến sự xuất hiện của các đĩa bồi tụ xung quanh các vật thể sao trẻ. [13] Ở tuổi khoảng 1 triệu năm, 100% của các ngôi sao có thể có những đĩa như vậy. [14] Kết luận này được hỗ trợ bởi việc phát hiện ra các đĩa khí và bụi xung quanh các sao và các sao T Tauri cũng như bằng các xem xét lý thuyết. [15] Quan sát các đĩa này cho thấy các hạt bụi bên trong chúng tăng kích thước theo thang thời gian ngắn (nghìn năm), tạo ra các hạt có kích thước 1 cm. [16]
Quá trình bồi tụ, qua đó 1 km hành tinh phát triển thành cơ thể có kích thước 1.000 km, được hiểu rõ bây giờ. [19659037] Quá trình này phát triển bên trong bất kỳ đĩa nào trong đó mật độ số lượng hành tinh đủ cao và tiến hành theo cách thức chạy trốn. Tăng trưởng sau đó chậm lại và tiếp tục như sự bồi đắp đầu sỏ. Kết quả cuối cùng là sự hình thành phôi hành tinh có kích thước khác nhau, phụ thuộc vào khoảng cách từ ngôi sao. [17] Nhiều mô phỏng khác nhau đã chứng minh rằng sự hợp nhất của phôi trong phần bên trong của đĩa tiền đạo dẫn đến sự hình thành của một vài Trái đất- cơ thể có kích thước. Do đó, nguồn gốc của các hành tinh trên mặt đất hiện được coi là một vấn đề gần như đã được giải quyết. [18]
Các vấn đề hiện tại [ chỉnh sửa ]
Vật lý của các đĩa bồi tụ gặp phải một số vấn đề. [19] điều quan trọng là làm thế nào vật liệu, được bồi đắp bởi protostar, mất đi động lượng góc của nó. Một lời giải thích có thể được đề xuất bởi Hannes Alfvén là động lượng góc bị gió mặt trời làm rung chuyển trong pha sao T Tauri của nó. Động lượng được vận chuyển đến các phần bên ngoài của đĩa bằng các ứng suất nhớt. [20] Độ nhớt được tạo ra bởi nhiễu loạn vĩ mô, nhưng cơ chế chính xác tạo ra nhiễu loạn này vẫn chưa được hiểu rõ. Một quá trình có thể khác để làm mất động lượng góc là hãm từ, trong đó spin của ngôi sao được chuyển vào đĩa xung quanh thông qua từ trường của ngôi sao đó. [21] Các quá trình chính chịu trách nhiệm cho sự biến mất của khí trong các đĩa là khuếch tán nhớt và ảnh- bay hơi. [22] [23]
Sự hình thành các hành tinh là vấn đề chưa được giải quyết lớn nhất trong mô hình đĩa tinh vân. Làm thế nào các hạt có kích thước 1 cm kết hợp thành 1 km hành tinh là một bí ẩn. Cơ chế này dường như là chìa khóa cho câu hỏi tại sao một số ngôi sao có các hành tinh, trong khi những ngôi sao khác không có gì xung quanh chúng, thậm chí không có vành đai bụi. [24]
Thời gian hình thành của các hành tinh khổng lồ cũng là một vấn đề quan trọng Các lý thuyết cũ không thể giải thích làm thế nào lõi của chúng có thể hình thành đủ nhanh để tích lũy một lượng khí đáng kể từ đĩa tiền chế biến mất nhanh chóng. [17][25] Tuổi thọ trung bình của các đĩa, ít hơn mười triệu (10 7 ) Năm, dường như ngắn hơn thời gian cần thiết cho sự hình thành cốt lõi. [14] Đã có nhiều tiến bộ để giải quyết vấn đề này và các mô hình hiện tại của hành tinh khổng lồ hiện có khả năng hình thành Sao Mộc (hoặc các hành tinh lớn hơn) trong khoảng 4 triệu năm hoặc ít hơn, trong vòng đời trung bình của các đĩa khí. [26] [27] [28]
sự hình thành hành tinh là sự di cư quỹ đạo của chúng. Một số tính toán cho thấy rằng sự tương tác với đĩa có thể gây ra sự di chuyển vào bên trong nhanh chóng, nếu không dừng lại, kết quả là hành tinh đến "vùng trung tâm vẫn là một đối tượng của Jovian." [29] có thể giảm thiểu vấn đề này. [30]
Sự hình thành của các ngôi sao và các đĩa tiền đạo [ chỉnh sửa ]
Protostars [ chỉnh sửa ]
Trái) và các góc nhìn hồng ngoại (phải) của Tinh vân Trifid, một đám mây khí và bụi hình thành sao khổng lồ nằm cách xa 5.400 năm ánh sáng trong chòm sao Sagittarius
Các ngôi sao được cho là hình thành bên trong những đám mây khổng lồ của phân tử hydro lạnh khổng lồ. các đám mây phân tử có khối lượng gấp 300.000 lần Mặt trời ( M ) và 20 phân tích đường kính. [1][31] Trong hàng triệu năm, các đám mây phân tử khổng lồ dễ bị sụp đổ và phân mảnh. [32] Những mảnh này sau đó tạo thành c nhỏ, dày đặc Quặng, mà lần lượt sụp đổ thành các ngôi sao. [31] Các lõi có khối lượng từ một phần nhỏ đến nhiều lần so với Mặt trời và được gọi là tinh vân protostellar (protosolar). [1] Chúng có đường kính 0,01. 20.000 AU) và mật độ số hạt khoảng 10.000 đến 100.000 cm 3 . [a] [31] [33]
Sự sụp đổ ban đầu của một tinh vân sao nguyên khối lượng mặt trời mất khoảng 100.000 năm. [1][31] Mỗi tinh vân bắt đầu với một lượng động lượng góc nhất định. Khí ở phần trung tâm của tinh vân, với động lượng góc tương đối thấp, trải qua quá trình nén nhanh và tạo thành lõi thủy tĩnh nóng (không co bóp) chứa một phần nhỏ khối lượng của tinh vân ban đầu. [34] Lõi này tạo thành hạt giống của những gì sẽ trở thành một ngôi sao. [1][34] Khi sự sụp đổ tiếp diễn, bảo toàn động lượng góc có nghĩa là vòng quay của đường bao không tăng tốc, [35][36] điều này phần lớn ngăn khí tích tụ trực tiếp vào lõi trung tâm. Thay vào đó, khí bị buộc phải lan ra gần mặt phẳng xích đạo của nó, tạo thành một đĩa, từ đó tích tụ vào lõi. [1][35][36] Lõi dần dần phát triển thành khối cho đến khi nó trở thành một protostar nóng. [34] Ở giai đoạn này, protostar và đĩa của nó bị che khuất rất nhiều bởi lớp vỏ bọc và không thể quan sát trực tiếp. [13] Trên thực tế, độ mờ của phong bì còn lại rất cao đến nỗi ngay cả bức xạ sóng milimet cũng gặp khó khăn khi thoát ra từ bên trong nó. [1][13] sự ngưng tụ rất sáng, phát ra chủ yếu là bức xạ sóng milimet và sóng dưới milimet. [33] Chúng được phân loại là các proton quang phổ loại 0. [13] Sự sụp đổ thường đi kèm với dòng chảy lưỡng cực phát ra dọc theo trục quay của tia nước. suy ra đĩa. Các máy bay phản lực thường được quan sát thấy ở các khu vực hình thành sao (xem các vật thể HerbigTHER Haro (HH)). [37] Độ sáng của các nguyên mẫu loại 0 rất cao – một protostar có khối lượng mặt trời có thể tỏa ra tới 100 độ sáng mặt trời. [19659074Nguồnnănglượngnàylàsựsụpđổlựchấpdẫnvìlõicủachúngchưađủnóngđểbắtđầuphảnứngtổnghợphạtnhân[34][38]
Hình ảnh hồng ngoại của dòng chảy phân tử từ một ngôi sao mới sinh bị che giấu khác HH 46/47
vật chất trên đĩa tiếp tục, lớp vỏ cuối cùng trở nên mỏng và trong suốt và vật thể sao trẻ (YSO) trở nên có thể quan sát được, ban đầu trong ánh sáng hồng ngoại xa và sau đó có thể nhìn thấy. [33] Khoảng thời gian này, protostar bắt đầu hợp nhất với deuterium. Nếu protostar đủ lớn (trên 80 khối lượng Sao Mộc ( M J )), phản ứng tổng hợp hydro theo sau. Mặt khác, nếu khối lượng của nó quá thấp, vật thể sẽ trở thành một sao lùn nâu. [38] Sự ra đời của một ngôi sao mới xảy ra khoảng 100.000 năm sau khi sự sụp đổ bắt đầu. [1] Các vật thể ở giai đoạn này được gọi là các nguyên mẫu loại I, [19659081] còn được gọi là các ngôi sao T Tauri trẻ, các nguyên mẫu tiến hóa hoặc các vật thể sao trẻ. [13] Vào thời điểm này, ngôi sao hình thành đã tích lũy được phần lớn khối lượng của nó: tổng khối lượng của đĩa và đường bao còn lại không vượt quá 10 khối20 % khối lượng của trung tâm YSO. [33]
Ở giai đoạn tiếp theo, phong bì biến mất hoàn toàn, được tập hợp lại bởi đĩa, và protostar trở thành một ngôi sao T Tauri cổ điển. [19659084] Điều này xảy ra sau khoảng 1 triệu năm. [1] Khối lượng của đĩa xung quanh một ngôi sao T Tauri cổ điển chiếm khoảng 1 Quay3% khối lượng sao, và nó được tích lũy theo tỷ lệ 10 −7 đến 10 9 M mỗi năm. [41] Một cặp Máy bay phản lực lưỡng cực cũng thường có mặt. [42] Sự bồi đắp giải thích tất cả các tính chất đặc biệt của các ngôi sao T Tauri cổ điển: thông lượng mạnh trong các vạch phát xạ (lên tới 100% độ sáng nội tại của sao), hoạt động từ tính, biến thiên quang học và phản lực [43] Các đường phát xạ thực sự hình thành khi khí được tích tụ chạm vào "bề mặt" của ngôi sao, xảy ra xung quanh các cực từ của nó. [43] Các máy bay phản lực là sản phẩm phụ của quá trình bồi tụ: chúng mang đi động lượng góc quá mức. Giai đoạn T Tauri cổ điển kéo dài khoảng 10 triệu năm. [1] Đĩa cuối cùng biến mất do sự bồi tụ lên ngôi sao trung tâm, sự hình thành hành tinh, phóng ra bởi các tia nước và sự quang hóa bởi bức xạ UV từ ngôi sao trung tâm và các ngôi sao lân cận. [44] kết quả là, ngôi sao trẻ trở thành một ngôi sao T Tauri yếu ớt, dần dần, qua hàng trăm triệu năm, tiến hóa thành một ngôi sao giống như Mặt trời bình thường. [34]
Đĩa tiền đạo [ chỉnh sửa ]
Các mảnh vụn được phát hiện trong hình ảnh lưu trữ của HST của các ngôi sao trẻ, HD 141943 và HD 191089 sử dụng các quy trình hình ảnh được cải thiện (24 tháng 4 năm 2014). ]
Trong một số trường hợp, đĩa, mà bây giờ có thể được gọi là tiền đạo, có thể sinh ra một hệ hành tinh. [1] Các đĩa tiền đạo đã được quan sát thấy xung quanh một phần rất cao của các ngôi sao trong cụm sao trẻ. [14][46] Chúng tồn tại từ khi bắt đầu hình thành một ngôi sao, nhưng tại các giai đoạn sớm nhất là không thể quan sát được do độ mờ đục của đường bao xung quanh. [13] Đĩa của một protostar Class 0 được cho là đồ sộ và nóng. Nó là một đĩa bồi tụ, cung cấp cho protostar trung tâm. [35][36] Nhiệt độ có thể dễ dàng vượt quá 400 K trong 5 AU và 1.000 K trong 1 AU. [47] Sự nóng lên của đĩa chủ yếu là do sự phân tán nhớt của nhiễu loạn trong nó và do sự xâm nhập của khí từ tinh vân. [35][36] Nhiệt độ cao trong đĩa bên trong làm cho hầu hết các vật liệu dễ bay hơi nước, chất hữu cơ và một số đá bốc hơi, chỉ còn lại các nguyên tố chịu lửa nhất như sắt. Băng chỉ có thể tồn tại ở phần bên ngoài của đĩa. [47]
Vấn đề chính trong vật lý của đĩa bồi tụ là sự tạo ra nhiễu loạn và cơ chế chịu trách nhiệm cho độ nhớt hiệu quả cao. [1] Độ nhớt hỗn loạn được cho là chịu trách nhiệm vận chuyển khối lượng đến protostar trung tâm và động lượng đến ngoại vi của đĩa. Điều này rất quan trọng đối với quá trình bồi tụ, bởi vì khí chỉ có thể được bồi tụ bởi chất bảo vệ trung tâm nếu nó mất phần lớn động lượng góc của nó, mà phải được mang đi bởi phần nhỏ của khí trôi ra ngoài. [35][48] Kết quả của quá trình này là sự tăng trưởng của cả protostar và bán kính đĩa, có thể đạt tới 1.000 AU nếu động lượng góc ban đầu của tinh vân đủ lớn. [36] Các đĩa lớn được quan sát thường xuyên ở nhiều vùng hình thành sao như tinh vân Orion. [19659107] Ấn tượng của nghệ sĩ về các luồng khí và đĩa xung quanh ngôi sao trẻ HD 142527. [49]
Tuổi thọ của các đĩa bồi tụ là khoảng 10 triệu năm. [14] Vào thời điểm ngôi sao đạt đến Giai đoạn T-Tauri cổ điển, đĩa trở nên mỏng hơn và nguội đi. [41] Các vật liệu ít bay hơi bắt đầu ngưng tụ lại gần trung tâm của nó, tạo thành các hạt bụi 0,1 0.11 có chứa silicat tinh thể. [16] Sự vận chuyển vật liệu từ bên ngoài đĩa có thể trộn những n hạt bụi hình thành ewly với những hạt nguyên thủy, có chứa chất hữu cơ và các chất bay hơi khác. Sự pha trộn này có thể giải thích một số đặc thù trong thành phần của các hệ Mặt trời như sự hiện diện của các hạt liên sao trong các thiên thạch nguyên thủy và các vùi chịu lửa trong sao chổi. [47]
Các hạt bụi có xu hướng dính vào nhau trong môi trường đĩa dày đặc, dẫn đến sự hình thành các hạt lớn hơn có kích thước lên đến vài centimet. [50] Các chữ ký của quá trình xử lý và đông tụ bụi được quan sát thấy trong phổ hồng ngoại của các đĩa trẻ. [16] Sự kết hợp thêm có thể dẫn đến sự hình thành các hành tinh có chiều dài 1 km hoặc lớn hơn, đó là các khối xây dựng của các hành tinh. [1][50] Sự hình thành hành tinh là một vấn đề khác chưa được giải quyết của vật lý đĩa, vì sự gắn bó đơn giản trở nên không hiệu quả khi các hạt bụi phát triển lớn hơn. [24]
bởi sự mất ổn định hấp dẫn. Các hạt có kích thước vài centimet hoặc lớn hơn từ từ lắng xuống gần mặt phẳng giữa của đĩa, tạo thành một lớp rất mỏng nhỏ hơn 100 km và lớp dày đặc. Lớp này không ổn định về mặt hấp dẫn và có thể phân mảnh thành nhiều khối, do đó sụp đổ thành các hành tinh. [1][24] Tuy nhiên, vận tốc khác nhau của đĩa khí và chất rắn gần mặt phẳng có thể tạo ra nhiễu loạn khiến lớp này không đủ mỏng bị phân mảnh do mất ổn định lực hấp dẫn. [51] Điều này có thể hạn chế sự hình thành các hành tinh thông qua sự mất ổn định lực hấp dẫn đến các vị trí cụ thể trong đĩa nơi tăng nồng độ chất rắn. [52]
sự hình thành của các hành tinh là sự mất ổn định dòng trong đó lực cản được cảm nhận bởi các hạt quay quanh khí tạo ra hiệu ứng phản hồi gây ra sự tăng trưởng của nồng độ cục bộ. Những nồng độ cục bộ này đẩy lùi khí tạo ra một khu vực nơi gió ngược được cảm nhận bởi các hạt nhỏ hơn. Do đó, nồng độ có thể quay quanh nhanh hơn và trải qua ít sự trôi dạt xuyên tâm. Các hạt bị cô lập tham gia các nồng độ này khi chúng bị vượt qua hoặc khi chúng trôi vào bên trong khiến nó phát triển hàng loạt. Cuối cùng, các nồng độ này tạo thành các sợi lớn tạo ra các mảnh vỡ và trải qua sự sụp đổ lực hấp dẫn hình thành các hành tinh kích thước của các tiểu hành tinh lớn hơn. [53]
Sự hình thành hành tinh cũng có thể được kích hoạt bởi sự bất ổn của lực hấp dẫn trong đĩa. sự phân mảnh của nó thành cục. Một số trong số chúng, nếu chúng đủ dày đặc, sẽ sụp đổ, [48] có thể dẫn đến sự hình thành nhanh chóng của các hành tinh khí khổng lồ và thậm chí các sao lùn nâu trong khoảng thời gian 1.000 năm. [54] Nếu các khối này di chuyển vào bên trong khi sự sụp đổ tiến hành thủy triều các lực từ ngôi sao có thể dẫn đến tổn thất khối lượng đáng kể để lại một cơ thể nhỏ hơn. [55] Tuy nhiên, chỉ có thể trong các đĩa lớn, nặng hơn 0,3 M . So sánh, khối lượng đĩa điển hình là 0,010 0,03 M . Bởi vì các đĩa khổng lồ rất hiếm, nên cơ chế hình thành hành tinh này được cho là không thường xuyên. [1][19] Mặt khác, cơ chế này có thể đóng vai trò chính trong việc hình thành các sao lùn nâu. [56]
Các hành tinh xây dựng tiểu hành tinh va chạm ( khái niệm nghệ sĩ).
Sự phân tán cuối cùng của các đĩa tiền đạo được kích hoạt bởi một số cơ chế khác nhau. Phần bên trong của đĩa được bồi đắp bởi ngôi sao hoặc bị đẩy ra bởi các tia nước lưỡng cực, [41][42] trong khi phần bên ngoài có thể bốc hơi dưới bức xạ tia cực tím mạnh mẽ của ngôi sao trong giai đoạn T Tauri [57] hoặc bởi các ngôi sao gần đó. Khí ở phần trung tâm có thể được bồi đắp hoặc đẩy ra bởi các hành tinh đang phát triển, trong khi các hạt bụi nhỏ bị đẩy ra bởi áp suất bức xạ của ngôi sao trung tâm. Cuối cùng, cái còn lại là một hệ hành tinh, một đĩa bụi còn sót lại mà không có các hành tinh, hoặc không có gì, nếu các hành tinh không thành hình. [1]
Bởi vì các hành tinh rất nhiều và lan rộng khắp hành tinh đĩa, một số tồn tại sự hình thành của một hệ hành tinh. Các tiểu hành tinh được hiểu là các hành tinh còn sót lại, dần dần nghiền nhau thành các bit nhỏ hơn và nhỏ hơn, trong khi sao chổi thường là các hành tinh từ các hệ hành tinh xa hơn. Thiên thạch là các mẫu hành tinh chạm tới bề mặt hành tinh và cung cấp rất nhiều thông tin về sự hình thành của Hệ Mặt trời. Các thiên thạch kiểu nguyên thủy là các khối của các hành tinh có khối lượng thấp bị vỡ vụn, trong đó không xảy ra sự phân biệt nhiệt, trong khi các thiên thạch loại được xử lý là các khối từ các hành tinh lớn bị vỡ vụn. [58]
Sự hình thành các hành tinh
Các hành tinh đá [ chỉnh sửa ]
Theo mô hình đĩa tinh vân mặt trời, các hành tinh đá hình thành ở phần bên trong của đĩa tiền đạo, trong phạm vi băng giá, nơi nhiệt độ cao đủ để ngăn chặn sự ngưng tụ của nước đá và các chất khác thành hạt. [59] Điều này dẫn đến sự đông tụ của các hạt đá hoàn toàn và sau đó hình thành các hành tinh đá. [c][59] Những điều kiện như vậy được cho là tồn tại ở phần 3 bên trong AU. của đĩa của một ngôi sao giống như mặt trời. [1]
Sau khi các hành tinh nhỏ có đường kính khoảng 1 km được hình thành bằng cách này hay cách khác, sự bồi đắp chạy trốn [17] Nó được gọi là becaus runaway e tốc độ tăng trưởng khối lượng tỷ lệ thuận với R 4 ~ M 4/3 trong đó R và M lần lượt là bán kính và khối lượng của cơ thể đang phát triển. [60] Tăng trưởng cụ thể (chia cho khối lượng) tăng tốc khi khối lượng tăng. Điều này dẫn đến sự tăng trưởng ưu đãi của các cơ thể lớn hơn với chi phí của các cơ thể nhỏ hơn. [17] Sự bồi tụ chạy trốn kéo dài từ 10.000 đến 100.000 năm và kết thúc khi các cơ quan lớn nhất vượt quá khoảng 1.000 km đường kính. [17] bởi các nhiễu loạn hấp dẫn bởi các vật thể lớn trên các hành tinh còn lại. [17][60] Ngoài ra, ảnh hưởng của các vật thể lớn hơn ngăn chặn sự phát triển hơn nữa của các vật thể nhỏ hơn. [17]
Giai đoạn tiếp theo được gọi là sự bồi đắp . [17] Nó được đặc trưng bởi sự thống trị của hàng trăm cơ quan lớn nhất. Các đầu sỏ chính trị, tiếp tục bồi đắp từ từ các hành tinh. [17] Không có cơ thể nào ngoài các đầu sỏ có thể phát triển. [60] tốc độ bồi tụ tỷ lệ thuận với R 2 xuất phát từ mặt cắt hình học của một đầu sỏ. [60] Tốc độ bồi tụ cụ thể tỷ lệ thuận với M −1/3 [19659142]; và nó suy giảm với khối lượng của cơ thể. Điều này cho phép các đầu sỏ nhỏ hơn bắt kịp với những kẻ lớn hơn. Các đầu sỏ được giữ ở khoảng cách khoảng 10 · H r ( H r = a (1-e) (M / 3M [19459)] s ) 1/3 là bán kính Đồi, trong đó a là trục bán nguyệt, e là độ lệch tâm quỹ đạo và M s là khối lượng của ngôi sao trung tâm) từ nhau bởi ảnh hưởng của các hành tinh còn lại. [17] Độ lệch tâm và độ nghiêng quỹ đạo của chúng vẫn còn nhỏ. Các đầu sỏ tiếp tục bồi đắp cho đến khi các hành tinh bị cạn kiệt trong đĩa xung quanh chúng. [17] Đôi khi các đầu sỏ gần đó hợp nhất. Khối lượng cuối cùng của một đầu sỏ phụ thuộc vào khoảng cách từ ngôi sao và mật độ bề mặt của các hành tinh và được gọi là khối cách ly. [60] Đối với các hành tinh đá, nó lên tới 0,1 M ⊕ hoặc một khối sao Hỏa. [1] Kết quả cuối cùng của giai đoạn đầu sỏ chính là sự hình thành của khoảng 100 phôi hành tinh có kích thước từ Mặt trăng đến Sao Hỏa cách đều nhau vào khoảng 10 · H r . được cho là nằm trong các khoảng trống trong đĩa và được phân tách bằng các vòng của các hành tinh còn lại. Giai đoạn này được cho là kéo dài vài trăm nghìn năm. [1] [17]
Giai đoạn cuối cùng của sự hình thành hành tinh đá là giai đoạn sáp nhập [1] Nó bắt đầu khi chỉ còn lại một số lượng nhỏ các hành tinh và phôi trở nên đủ lớn để gây nhiễu lẫn nhau, khiến cho quỹ đạo của chúng trở nên hỗn loạn. [18] Trong giai đoạn này, phôi thai trục xuất các hành tinh còn lại và va chạm với nhau. Kết quả của quá trình này, kéo dài trong 10 đến 100 triệu năm, là sự hình thành của một số lượng hạn chế các vật thể có kích thước Trái đất. Mô phỏng cho thấy số lượng các hành tinh còn sót lại trung bình từ 2 đến 5. [1][18][58][61] Trong Hệ Mặt trời, chúng có thể được đại diện bởi Trái đất và Sao Kim. [18] Sự hình thành của cả hai hành tinh cần hợp nhất khoảng 10 phôi2020, trong khi một số lượng bằng nhau trong số chúng đã bị ném ra khỏi Hệ mặt trời. [58] Một số phôi có nguồn gốc từ vành đai tiểu hành tinh, được cho là đã mang nước đến Trái đất. [59] Sao Hỏa và Sao Thủy có thể được coi là phôi còn sót lại. sự cạnh tranh đó. [58] Các hành tinh đá, đã tìm cách kết hợp lại, giải quyết cuối cùng thành các quỹ đạo ổn định hơn hoặc ít hơn, giải thích tại sao các hệ hành tinh thường được đóng gói đến giới hạn; hay nói cách khác, tại sao chúng luôn xuất hiện bên bờ vực bất ổn. [18]
Các hành tinh khổng lồ [ chỉnh sửa ]
Đĩa bụi xung quanh Fomalhaut là ngôi sao sáng nhất ở Piscis Austrin chòm sao Sự bất đối xứng của đĩa có thể do một hành tinh khổng lồ (hoặc các hành tinh) quay quanh ngôi sao.
|
