Zonnenevel: verschil tussen versies

 

De hypothese van een '''Zonnenevel''', ook wel de '''Kant-Laplace-hypothese''' genoemd, is de op dit moment meest waarschijnlijk geachte verklaring voor het ontstaan van het [[Zonnestelsel]]. De theorie werd bedacht door [[Emanuel Swedenborg]] in 1734.<ref>{{la}}[[Emanuel Swedenborg|Swedenborg, E.]]; 1734: ''Opera Philosophica et Mineralia'', in Principia, Volume I</ref> [[Immanuel Kant]], die Swedenborgs werk kende, breidde de theorie in 1755 verder uit. Hij bedacht dat als [[nevels en gaswolken]] langzaam [[rotatie (natuurkunde)|roteren]], ze langzaam samentrekken en platter worden onder hun eigen [[gravitatiekracht]], waarbij uiteindelijk de centrale [[ster (hemellichaam)|ster]] en [[planeet|planeten]] van een zonnestelsel gevormd wordt. Een vergelijkbaar model werd in 1796 voorgesteld door [[Pierre-Simon Laplace]]. De twee modellen kunnen gezien worden als vroege modellen uit de [[kosmologie]].

Volgens de hypothese begint een planetair systeem als het Zonnestelsel als een grote (meestal rond de 10.000 [[Astronomische Eenheid|AE]] in [[diameter]]), bij benadering bolvormige wolk zeer koud interstellair [[Gas (aggregatietoestand)|gas]], die onderdeel is van een grotere [[moleculaire wolk]]. Een dergelijke wolk is net zwaar genoeg om door zijn eigen [[gravitatie]] samen te trekken, hoewel deze samentrekking ook het gevolg kan zijn van een [[drukgolf]] van bijvoorbeeld een [[supernova]] die door de wolk beweegt en daarmee voor lokale verschillen in [[dichtheid (natuurkunde)|dichtheid]] zorgt. Als de samentrekking (contractie) van de nevel eenmaal is begonnen is het een proces dat steeds sneller verloopt.

 

De samenstelling van de nevel zal niet veel verschillen van de uiteindelijke samenstelling van de centrale ster die ontstaat. Voor ons eigen Zonnestelsel betekent dit dat de nevel oorspronkelijk voor ongeveer 98 [[massa (natuurkunde)|massaprocent]] uit [[Waterstof (element)|waterstof]] en [[helium]] moet hebben bestaan. Deze elementen werden gevormd vlak na de [[Oerknal|Big Bang]]. De overige 2 massaprocent bestond uit zwaardere [[element (scheikunde)|elementen]] die gevormd werden door [[nucleosynthese]] in eerdere generaties sterren, die aan het einde van hun [[sterevolutie|levensloop]] deze elementen de ruimte in bliezen. De fractie zwaardere elementen in een ster wordt wel de [[metaal (astronomie)|metaliciteit]] van de ster genoemd. [[Statistiek|Statistisch]] gezien is de kans dat planeten gevormd worden in nevels met hogere metalliciteiten groter.

 

 

=== De protoster ===

In het [[massamiddelpunt]] van de nevel vormde zich een toenemend zware "protoster". Deze protoster trekt steeds verder samen, tot na 10 tot 50 miljoen jaar de [[druk (spanning)|druk]] en [[temperatuur]] binnenin hoog genoeg zijn om [[kernreactie]] van waterstof naar helium op gang te brengen. Met de eerste kernfusie wordt de ster geboren. Een net geboren ster wordt [[T Tauri-ster]] genoemd. Zulke sterren produceren een veel sterkere [[zonnewind]] dan "volwassen" sterren, die de overgebleven gassen uit de protoplanetaire schijf blaast, waarmee een einde komt aan de eerste fase van het planetaire vormingsproces. Als er binnen de protoplanetaire schijf [[gasreus|gasreuzen]] vormen, betekent dit dat hun vorming daarmee grotendeels ophoudt. Zoals de meeste processen tijdens de levensloop van een ster, hangt de hoeveelheid tijd die de ster in dit stadium doorbrengt af van zijn [[massa (natuurkunde)|massa]]: zware sterren trekken sneller samen.

 

Ondertussen koelt het gas in de protoplanetaire schijf langzaam af van de verhitting bij contractie. Tijdens de afkoeling [[condenseren]] korrels stof ([[metaal|metalen]] en [[silikaat|silikaten]]) en ijs ([[verbinding (scheikunde)|verbindingen]] van waterstof als [[water]], [[methaan]] en [[ammonia]]) uit het gas. Deze stofdeeltjes ondergaan botsingen (collisies) met elkaar en plakken door onderlinge [[elektrostatica|elektrostatische]] ladingsverschillen aan elkaar, waarmee het accretieproces begint. Gasdeeltjes (zowel [[atoom|atomair]] als [[molecuul|moleculair]]) zijn wel in grote mate aanwezig in protoplanetaire schijven, maar kunnen niet accretiseren omdat hun snelheid te groot is om door elektrostatische krachten aan elkaar gebonden te worden. Het grootste gedeelte van de massa van de schijf bestond uit waterstof en helium, elementen die gedurende de vorming gasvormig blijven en niet deelnemen aan de beginfase van accretie.

 

 

=== Planetesimalen ===

Het stof dat condenseert wanneer de protoplanetaire schijf afkoelt is in het begin minder dan een [[micrometer (lengtemaat)|micrometer]] in diameter, maar door botsingen plakken deze deeltjes aan elkaar om planetesimalen te gaan vormen. Hoewel het stof in het begin gelijkmatig over de schijf verdeeld is, zal het zich gaan concentreren in het middenvlak van de schijf. Stofdeeltjes van verschillende groottes hebben verschillende snelheden en de groei van deeltjes leidt er zodoende toe dat er meer botsingen komen en de deeltjes nog groter groeien.<ref>{{en}}Weidenschilling, S.J.; 1980: ''Dust to planetesimals - Settling and coagulation in the solar nebula'', Icarus '''44''', p. 172-189, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1980Icar...44..172W]</ref> Grotere deeltjes groeien sneller door aan elkaar te blijven "plakken", een proces dat [[fractal]]structuren binnenin achterlaat.<ref>{{en}}Meakin P.; Donn B.; 1988: ''Aerodynamic properties of fractal grains - Implications for the primordial solar nebula'', Astrophysical Journal, Part 2 - Letters '''329''', p. L39-L41, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...329L..39M]</ref> Zulke vormen hebben verhoudingsgewijs meer oppervlakte waar andere deeltjes tegen aan kunnen botsen en aan vast kunnen plakken. Een verzameling grote, "wattige" stofdeeltjes kunnen ook door botsingen met gasdeeltjes afgeremd worden,<ref>{{en}}Takeuchi T.; Clarke C.J.; Lin D.N.C.; 2005: ''The Differential Lifetimes of Protostellar Gas and Dust Disks'', The Astrophysical Journal '''627''', p. 286-292, [http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...627..286T]</ref> waardoor ze gemakkelijker naar het massamiddelpunt van de schijf kunnen vallen (dit is de zogenaamde kernaccretie-hypothese voor planeetvorming.<ref name="gpl06">{{en}}Laughlin, G.P.; 2006: ''Extrasolar Planetary Systems'', American Scientist '''94(5)''', pp. 420-429.</ref> Snelle botsingen zullen nieuwgevormde planetesimalen weer uit elkaar rijten, zodat de overgang tussen stof en planetesimalen een omkeerbaar proces is. [[Turbulentie]] in de schijf kan een rol spelen bij snelle botsingen: als de turbulentie te hevig wordt kan de concentratie in het middenvlak worden gehinderd en komen destructieve botsingen tussen deeltjes vaker voor. Als de planetesimalen voldoende gegroeid zijn, zal hun gravitatiekracht meer deeltjes aantrekken,<ref>{{en}}Goldreich P.; Ward W.R.; 1973: ''The Formation of Planetesimals'', Astrophysical Journal '''183''', p. 1051-1062, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...183.1051G]</ref> maar sterke turbulentie kan dit type groei ook voorkomen, waardoor groei alleen door onderlinge botsingen tussen planetesimalen plaats kan vinden. Uit modellen blijkt dat planetaire stelsels met gasreuzen alleen kunnen vormen als binnen 10.000 jaar planetesimalen van ongeveer 1 kilometer in diameter zijn gevormd.<ref>{{en}}Lissauer J.J.; 1993: ''Planet formation'', Annual review of astronomy and astrophysics '''31''', p. 129-174, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ARA%26A..31..129L]</ref>

 

 

 

=== Oligarchische groei ===

 

== Zie ook ==

 

{{Bron|bronvermelding=

}}