Zonnenevel: verschil tussen versies

Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
Bever (overleg | bijdragen)
k spelfout
k Hoofdletters? Het zijn geen eigennamen
Regel 1:
[[Bestand:M42proplyds.jpg|thumb|350px|Vier [[Protoplanetaire schijf|protoplanetaire schijven]] in de [[Orionnevel]].]]
 
De hypothese van een '''Zonnenevelzonnenevel''', ook wel de '''Kant-Laplace-hypothese''' genoemd, is de op dit moment meest waarschijnlijk geachte verklaring voor het ontstaan van hetons [[Zonnestelselzonnestelsel]]. 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 onherroepelijk samentrekken en platter worden onder hun eigen [[gravitatiekracht]], waardoor uiteindelijk de centrale [[ster (hemellichaam)|ster]] en [[planeet|planeten]] van een zonnestelsel gevormd worden. Een vergelijkbaar model werd in 1796 voorgesteld door [[Pierre-Simon Laplace]]. De twee modellen kunnen gezien worden als vroege modellen uit de [[kosmologie]].
 
De theorie is in de loop der jaren door onderzoek op het gebied van astronomie, [[natuurkunde]], [[geologie]] en planetaire wetenschappen steeds verder uitgewerkt. Hoewel de modellen werden bedacht om het bestaan van ons Zonnestelselzonnestelsel te verklaren, nemen kosmologen tegenwoordig aan dat het proces van vorming van planetaire stelsels overal in het [[Heelalheelal]] voorkomt. Inmiddels zijn meer dan 250 zogenaamde [[exoplaneet|exoplaneten]] ontdekt in de [[Melkweg (sterrenstelsel)|Melkweg]] en het is duidelijk dat een zonnestelsel rond een ster geen uitzonderlijke situatie is.
 
== Overzicht van de hypothese ==
=== Contractie in de nevel ===
Volgens de hypothese begint een planetair systeem als hetons Zonnestelselzonnestelsel 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.
 
[[Bestand:Protoplanetary-disk.jpg|396px|right|thumb|Artiestenindruk van een [[protoplanetaire schijf]].]]
 
De samenstelling van de nevel zal niet veel verschillen van de uiteindelijke samenstelling van de centrale ster die ontstaat. Voor ons eigen Zonnestelselzonnestelsel 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 nevel '''wordt warmer''', omdat de kinetische energie van de deeltjes in de nevel toenemen ten koste van de potentiële energie in het gravitatieveld. De '''toenemende [[rotatiesnelheid]]''' is het gevolg van de [[wet van behoud van impulsmoment]]: net als een kunstschaatser die tijdens een pirouette sneller gaat draaien als hij zijn armen samentrekt, zal de nevel sneller gaan roteren bij contractie naar het [[massamiddelpunt]]. De '''afplatting''' van de aanvankelijk bolvormige nevel tot een [[protoplanetaire schijf]] is het gevolg van botsingen en [[accretie (astrofysica)|accretie]] van gasdeeltjes, waarbij hun bewegingen uitmiddelen ten gunste van de richting van het impulsmoment.
 
Analyse van de samenstelling van acht [[meteoriet]]en die vermoedelijk zijn ontstaan tijdens de eerste drie miljoen jaar van de vorming van het Zonnestelselzonnestelsel heeft uitgewezen dat zo'n 1 tot 2 miljoen jaar na de vorming van de [[Zon]] de protoplanetaire schijf verrijkt werd in de [[isotoop]] van [[ijzer (element)|ijzer]] <sup>60</sup>Fe. Dit moet het gevolg zijn geweest van een supernova niet ver van de plek van de Zonnenevel.<ref>{{en}}Bizzarro, M.; Ulfbeck, D.; Trinquier, A.; Thrane, K.; Connelly, J.N. & Meyer, B.S.; 2007: ''Evidence for a Late Supernova Injection of <sup>60</sup>Fe into the Protoplanetary Disk'', [[Science]] '''316''', p. 1178 - 1181, [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178]</ref>
 
=== De protoster ===
Regel 29:
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 worden.<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>
 
Er kunnen in een protoplanetaire schijf vele planetesimalen gevormd worden in het accretiestadium, en sommige kunnen het vormingsproces overleven. Men denkt dat [[planetoïde]]n overgebleven planetesimalen zijn uit de beginperiode van het Zonnestelselzonnestelsel, [[komeet|kometen]] worden verondersteld overgebleven planetesimalen uit de buitenste gebieden van het Zonnestelselzonnestelsel te zijn. Meteorieten zijn stukken van dergelijk "ruimtepuin" die op [[Aarde (planeet)|Aarde]] landen en kunnen daarom gezien worden als een tegenwoordig nog steeds doorgaand accretiseren van onze planeet. Sommige typen meteorieten zijn stukken van uit elkaar gereten lichte planetesimalen. Bij botsingen tussen twee planetesimalen zal alleen de zwaarste overleven, de lichtere objecten zullen in stukken geslagen worden.
 
[[Bestand:Planet formation.jpg|right|thumb|350px|Een protoplaneet beweegt zich door een protoplanetaire schijf. Impressie van de artiest.]]
Regel 38:
Het proces van oligarchische groei heeft een natuurlijke grens: elke oligarch heeft een eindige invloedssfeer, die bepaald wordt door zijn diameter. Als alle planetesimalen binnen deze zone zijn "opgegeten" kan het object niet verder groeien. Het is de vraag of deze zones groot genoeg zijn om tot objecten met de grootte van [[terrestrische planeet|terrestrische planeten]] te komen, zodat de groei op kan houden als de oligarch een paar honderd kilometer in diameter is.<ref name=lissauer87>{{en}}Lissauer J.J.; 1987: ''Timescales for planetary accretion and the structure of the protoplanetary disk'', Icarus '''69''', p. 249-265, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1987Icar...69..249L]</ref> Het is echter mogelijk dat de turbulentie hier weer een rol speelt, omdat het impulsmoment van de planetesimalen kan veranderen, waardoor steeds nieuw materiaal de invloedszone van een oligarch wordt binnengebracht. Dit kan ervoor zorgen dat de oligarchen door kunnen blijven groeien.<ref>{{en}}Fogg M.J.; Nelson R.P.; 2005: ''Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration'', Astronomy & Astrophysics '''441''', p. 791-806, [http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...441..791F]</ref>
 
Hoe dan ook, volgens de hypothese blijven de oligarchen groeien tot er binnen ongeveer een miljoen jaar objecten zijn gevormd met 0,5 tot 1,0 aardmassa's.<ref name="Weidenschilling97" /> Deze lichamen zijn groot genoeg om als [[protoplaneet|protoplaneten]] beschouwd te kunnen worden, van het middelpunt van de schijf af zullen ze groter kunnen worden vanwege de grotere hoeveelheid massa daar. De binnenste regio van het Zonnestelselzonnestelsel bevatte in die tijd waarschijnlijk een paar dozijn oligarchen<ref name=kokubo00/> met onderlinge afstanden die groot genoeg waren om onderlinge botsingen voor de eerste paar honderdduizend of zelf miljoen jaar uit te sluiten.
 
=== Invloed van temperatuur ===
Regel 46:
 
=== Grote inslagen ===
Als door de zonnewind al het gas uit de protoplanetaire schijf is weggeblazen, blijven er vele protoplaneten en planetesimalen over. Tussen 10 en 100 miljoen jaar na het begin van de vorming zullen de protoplaneten elkaars banen verstoren met hun gravitatie, totdat ze in botsing met elkaar komen. De objecten die bij zulke grote inslagen ontstaan zijn de uiteindelijke planeten. De gangbare hypothese is dat een dergelijke inslag tussen de proto-Aarde en een object ter grootte van de planeet [[Mars (planeet)|Mars]] voor de vorming van de [[Maan]] heeft gezorgd. Het proces is onvoorspelbaar: een soortgelijke protoplanetaire schijf kan makkelijk met meer of minder planeten eindigen dan in ons Zonnestelselzonnestelsel.
 
De kleinere planetesimalen, die in veel grotere hoeveelheden aanwezig zijn dan de protoplaneten, kunnen lang in het planetaire stelsel aanwezig blijven. In de loop der tijd zullen de planeten met hun [[gravitatieveld]]en veel planetesimalen "opvegen". Dit kan of door hun baan te verstoren en ze naar de buitenste gedeelten van het Zonnestelselzonnestelsel (de [[Oortwolk]]) te verbannen, of door hun banen dusdanig te veranderen dat ze met andere planeten in botsing komen. Een aantal zullen in stabiele banen terechtkomen, dit zijn de huidige planetoïden. Voor een aantal honderd miljoen jaar werden de ontstane planeten echter "gebombardeerd" met planetesimalen. Hierdoor zijn de [[tektoniek|tektonisch]] minder actieve planeten en manen in het Zonnestelselzonnestelsel overdekt met [[inslagkrater]]s. Hoewel het bombardement in de loop der tijd is afgenomen, kan worden gezegd dat dit stadium niet ten einde is zolang er kleine lichamen in het Zonnestelselzonnestelsel zijn, zoals de inslag van de [[komeet Shoemaker-Levy 9]] op [[Jupiter (planeet)|Jupiter]] in 1994 aantoonde.
 
In ons Zonnestelselzonnestelsel zijn aanwijzingen te vinden voor een hernieuwde periode van heftige inslagen, waarschijnlijk veroorzaakt door de resonantie van de gravitatie van Jupiter en [[Saturnus (planeet)|Saturnus]], waardoor een grote hoeveelheid planetesimalen naar het binnenste gedeelte van het Zonnestelsel werden getrokken. Deze periode van intense inslagen wordt het ''[[Late Heavy Bombardment]]'' genoemd.
 
== Bewijs voor de hypothese ==
De hypothese van de Zonnenevel kan alle belangrijke kenmerken van ons Zonnestelselzonnestelsel verklaren:
#het feit dat de banen van alle planeten en manen min of meer in hetzelfde vlak (de [[Ecliptica (astronomie)|ecliptica]]) liggen;
#de belangrijkste verschillen tussen de terrestrische planeten en de gasreuzen;