پیدایش سامانه خورشیدی

پیدایش سامانه خورشیدی

در طول تاریخ نجوم، تلاش بر این بوده است که شیوه ی پیدایش سیارات سامانه ی خورشیدی، به کمک فرضیه های مختلف توضیح داده شود. سامانه ی خورشیدی ویژگی هایی دارد که فرضیه های مطرح شده می بایست با این ویژگی ها سازگاری داشته باشند و آن ها را به طور علمی و قابل قبول توجیه کنند. از جمله این ویژگی ها، شکل کلی سامانه ی خورشیدی است که به صورت قرص نازکی می باشد. به گونه ای که  مدار حرکت تمام سیارات (به جز سیاره کوتوله پلوتو) در یک صفحه قرار گرفته است. تمام سیارات به صورت پادساعتگرد به دور خورشید می چرخند. 99.9 درصد از جرم سامانه ی خورشیدی در خورشید متمرکز است و بقیه آن که 0.1 درصد جرم سامانه ی خورشیدی است؛ به سیارات تعلق دارد. با این حال، سهم خورشید از تکانه ی زاویه ای سامانه ی خورشیدی2 درصد و سهم سیارات 98 درصد است. سیارات سامانه ی خورشیدی دو دسته اند: سیارات خاکی یا زیرین (زمین گون) و سیارات گازی یا زبرین (مشتری گون).

سیارات تیر (عُطارِد)، ناهید (زهره)، زمین و بهرام (مریخ)، خاکی و بسیار چگال هستند؛ تعداد اقمار کمی دارند و حتی عُطارِد و زهره، ماه (قمر) ندارند. سیارات هرمز (مشتری)، کیوان (زحل)، اورانوس و نپتون، گازی و کم چگال اند و اقمار بسیاری دارند. سامانه ی خورشیدی علاوه بر خورشید و سیارات شامل سیارک‌ها، دنباله‌دارها و … نیز هست. بر اساس تحقیقاتی بر روی شهاب سنگ “کندریتی” و مدل سازی ها، سن خورشید را حدود 4.568 میلیارد سال تخمین زده‌اند. فرضیه‌های بسیاری پیرامون پیدایش سامانه ی خورشیدی مطرح شده است که در اینجا به توضیح مختصری از مهمترین فرضیه ها می پردازیم:

اولین قدم به سمت نظریه ی تشکیل و تکامل سامانه ی خورشیدی، نظریه ی خورشید مرکزی بود که خورشید را در مرکز سیستم قرار می داد و زمین به دور آن می چرخید. این نظریه را “آریستارخوس” حدود 250 سال پیش از میلاد بیان کرد و در نهایت تقریباً در قرن 17 م مورد پذیرش واقع شد. اولین استفاده ها از واژه ی سامانه ی خورشیدی متعلق به 1704 میلادی است.

فرضیه ی سحابی (نیروی گریز از مرکز): این فرضیه در 1796 توسط “پیر سیمون لاپلاس” ارائه شد. طبق این فرضیه، در ابتدا خورشید به شکل یک دیسک گسترده از گاز سوزان بود که به کندی می چرخید، همچنین وسعت آن از مدار سیارک پلوتو هم فراتر می رفت و سپس این دیسک بر اثر چرخش خود، به مرور زمان سرد و منقبض شده و شعاع دیسک کاهش یافته است که در نتیجه ی این کاهش شعاع، سرعت چرخش آن افزایش یافته و باعث افزایش نیروی گریز از مرکز شده است.

از آنجا که نیروی گریز از مرکز وارد بر بیرونی ترین نواحی خورشید (همان دیسک گسترده)، بیشتر از نیروی جاذبه بود؛ حلقه از بدنه ی اصلی خورشید جدا شده. سپس به مرور انقباض پیدا کرده، به شکل کره درآمد و یکی از سیارات سامانه ی خورشیدی گردید. این فرایند بارها تکرار شد و سیارات دیگر نیز به وجود آمدند.

ایرادهایی بر این نظریه وارد است؛ از جمله اینکه: حلقه ها نمی توانستند پس از جدا شدن از خورشید، به صورت یک کره منقبض شوند، بلکه باید به تعداد بیشماری جسم در اندازه های کوچک تبدیل می شدند؛ دیگر اینکه طبق این نظریه سهم بیشتر تکانه ی زاویه ای باید از آنِ خورشید باشد، حال آنکه در واقعیت تنها 2 درصد از تکانه ی زاویه ای سامانه ی خورشیدی متعلق به خورشید است.

فرضیه کشندی (برخورد): این فرضیه را “فارست مولتن” و “توماس چمبرلین” در1900م، ارائه نمودند. بر طبق این فرضیه، سیارات بر اثر کشندهای بزرگی به وجود آمده اند که از نتایج عبور ستاره ای دیگر از نزدیکی خورشید است. قسمتی از ماده ی جدا شده از خورشید به همراه ستاره ی گذرنده، از دست رفته اند و گازهای چگال جدا شده از خورشید نیز در امتداد حرکت ستاره ی گذرنده رفته و بخشی دیگر از ماده ی جدا شده از خورشید، به سطح آن برگشته اند. قسمت سومی هم از ماده ی جدا شده از خورشید وجود داشته که نیروی گریز از مرکز وارده بر آن، بر گرانش غلبه نموده است. نتیجه ی این عملِ کشندی، ایجاد خرده سیاراتی است که با جذب ماده ی پراکنده ی اطرافشان منظومه ای از سیارات را به وجود آورده اند.

ایرادی که بر این فرضیه وارد است، به توزیع تکانه ی زاویه ای مربوط است؛ چرا که نمی توان بیش از 10 درصد از تکانه ی زاویه ای را به سیارات حاصل از برخورد و یا عمل کشندی نسبت داد.

فرضیه ی برخورد با ستاره ی دوتایی: در این فرضیه که توسط “لیتلتن” (Raymond Arthur Lyttleton) ارائه شد؛ فرض می شود خورشید در ابتدا یک ستاره ی دوتایی بوده است که یک ستاره ی گذرنده با ستاره ی ندیم خورشید برخورد می کند. این ستاره ها پس از برخورد، نواری از ماده را ایجاد نمودند که می توانست همه ی سیارات، اقمار و دیگر اجرام را تشکیل دهد.

مطالعات نشان می دهد، سهم 94درصدی از نوار حاصل را ستاره های برخوردکننده با خود می برند و تنها 6 درصد از آن برای تشکیل سیارات باقی می ماند که احتمال تشکیل سیارات از این سهم بسیار اندک است.

فرضیه ی تلاطم: این فرضیه در 1945م توسط “کارل فریدریش فون وایتس زکر” ارائه شد. طبق این نظریه، خورشید در ابتدا با یک دیسک گازی احاطه شده بود که به کندی دوران می کرد. قطر این دیسک نظیر قطر کنونی سامانه ی خورشیدی و دما در فواصل مختلف، نظیر دمای کنونی سیارات در فواصل مختلف در نظر گرفته شد.

بر اثر اختلاف سرعت در قسمت های مختلف این سحابی، حجره های تلاطم ایجاد شدند به طوری که حجره های تلاطم با سرعت های زیاد در نزدیکی خورشید و با سرعت های کم در فواصل دورتر از آن شکل گرفتند. حرکت حجره ها ساعتگرد است. بنابر این فرضیه، سیارات در نواحی میان حجره ها که راه گریز ندارد، شکل گرفته اند و به علت وجود جریان های متضاد در مرزهایشان، با جذب مواد از حجره ها، به سرعت رشد کرده و پادساعتگرد حرکت می کنند. به این ترتیب میان حجره ها، توده های بزرگی از ماده گرد آمده و سرانجام توده های هم فاصله از خورشید، به هم پیوستند و سیاره ای را در آن فاصله تشکیل دادند. این فرضیه با اینکه تطابق زیادی با ویژگی های عام سامانه ی خورشیدی دارد، ساز و کار تجمع و رشد ذرات و تشکیل و تکامل سیارات در آن  واقع بینانه نیست.

نظریه ی کیهان زایی: این نظریه توسط “ویکتور سافرونو” و “پیتر گلدرایش” ارائه شد. از نیمه ی دوم قرن بیستم، با توسعه ی دانش و تکنولوژی، حجم بسیاری از اطلاعات و داده ها از اجرام سامانه ی خورشیدی به کمک تلسکوپ های بزرگ و کاوش های فضایی به دست آمد و نظریه های پیشرفته تری ارائه گردید. با پیشرفت در علوم رایانه ای، شبیه سازی فرایندهای پیشنهادی در نظریه ها ممکن شد و در دهه ی پایانی قرن بیستم با کشف دیسک های پیش سیاره ای در ستارگان جوان و سیارات فراخورشیدی، دوران رصد منظومه های سیاره ای ستارگان دیگر آغاز گردید. در این دوران بود که “نظریه ی کیهان زایی” به عنوان نظریه ای جامع و نسبتاً دقیق برای تشکیل و تحول سیارات مطرح گشت.

بر طبق این نظریه، حدود 4.6 میلیارد سال پیش، با رمبش قسمتی از یک ابر مولکولی میان ستاره ای، پیدایش سامانه ی خورشیدی آغاز شد. این رمبش با انقباضی سریع در زمانی کمتر از 1 میلیون سال همراه بود و به این ترتیب پیش ستاره ی خورشید به وجود آمد. رمبش تا زمانی ادامه پیدا کرد که فشار گاز، با افزایش چگالی و دمای ناحیه ی مرکزی، به حدی رسید که انقباض را متوقف ساخت.

در این مرحله هسته ای گرم پدید آمد که دارای پوششی از گاز و غبار بود. ماده به طور پیوسته به این هسته جذب می شد و دما بالا می رفت. وجود تکانه ی زاویه ای و چرخش اولیه ی ابر، باعث شد، پوشش گاز و غبار به صورت قرصی تخت، پیرامون هسته ی مرکزی درآید که آن را سحابی خورشید می نامند. ابرهای مولکولی میان ستاره ای، ترکیبی از هیدروژن، هلیم و همچنین عناصر سنگین تری است که از سنتز هسته ای ستاره ای؛ شامل: کربن، نیتروژن، اکسیژن و فلزات، حاصل شده و در ذرات غبار قرار گرفتند. در دماهای مختلف، ترکیباتی چون: مونوکسید کربن، آب، اکسیدها، سیلیکات ها و غیره بوجود آمدند. اکسیدها و سیلیکات ها، موادی دیرگدازند که سیارات خاکی از این مواد تشکیل شده اند.

ابرهای مولکولی شامل 98 درصد گازهای هلیم و هیدروژن و حدود 2 درصد دانه های غبار می باشند. دانه های غبار ساختاری سه لایه دارند؛ به این صورت که شامل هسته ای دیرگداز با پوششی از مواد کربنی هستند که لایه ای از یخ های گوناگون آنها را پوشانده است. حرکت مولکول های هلیم و هیدروژن و برخورد آنها، گرما ایجاد می کند. ذرات غبار  با هم برخورد کرده، تحت تأثیر این برخورد و به علت چسبندگی ناشی از لایه ی یخی، به هم چسبیده، ساختارهای بزرگتری را می سازند و به صفحه ی استوایی سحابی سقوط می کنند.

هرچه ساختارها بزرگتر شود؛ سرعت گرمایی آن کاسته شده و رشد متوقف می شود. این دانه های بزرگ، دیسکی را تشکیل می دهند که در حین چگالش، بر اساس ناپایداری گرانشی، قطعه قطعه می شوند. این قطعات که منشأ سیارات هستند، خرده سیاره نامیده می‌شوند. دما تابع فاصله از خورشید است. در نواحی داخلی تر، خرده سیاره ها به علت دمای زیاد، یخ ها و مواد فرار را از دست داده اند و عمدتاً شامل مواد دیرگداز و فلزات هستند. در فواصل دورتر، خرده سیارات حاوی مقادیر زیادی یخ و مواد فرار هستند.

در نواحی داخلی، میلیاردها خرده سیاره در صفحه ی خورشید در مدارهایی متحدالمرکز در حرکت اند و تعداد بی شماری برخورد رخ می دهد. از آنجا که سرعت برخورد کم است؛ احتمال ساییده شدن و ادغام، بیشتر از خرد شدن آنهاست و بی شک نیروهای الکترواستاتیک و چسبندگی سطحی به رشد ساختارها کمک می کند. خرده سیارات بزرگتر که به حد کافی رشد کرده اند، می توانند خرده سیارات کوچکتر را از طریق نیروی گرانش جذب کنند و پیش سیاره ای بزرگ بسازند. در آنها، گرمای حاصل از واپاشی عناصر رادیواکتیو، برخورد، ربایش اجرام و انقباض گرانشی، بخش داخلی را ذوب کرده و باعث تفکیک مواد بر اساس چگالی آنها می شود.

در سامانه ی خورشیدی دوکمربند سیارکی و کویپر، به نسبت نواحی سیاره ای، جرم بسیار کمی دارند و به احتمال زیاد این اجرام از مراحل اولیه ی تشکیل و تکامل سامانه ی خورشیدی جامانده اند.

با افزایش سن خورشید، تغییراتی در سامانه ی خورشیدی رخ می دهد. تا چند میلیارد سال بعد خورشید بزرگتر می شود و حتی مدار عُطارِد و زهره را در بر می گیرد؛ دمای سطحی آن کاهش می یابد و سرخ تر به نظر می رسد. تابشی هزاران برابر، زمین را در بر می گیرد که در نتیجه ی آن اقیانوس ها خشک می شوند و مولکول های جو، انرژی لازم برای فرار از جو را بدست می آورند. در این هنگام خورشید به یک غول سرخ تبدیل شده است.

این مرحله میلیون ها سال طول می کشد و سپس خورشید کوچک و کوچکتر می شود، حتی کوچکتر از زمین و رنگ آن به سفید یا آبی تغییر می کند. در این زمان غول سرخ به کوتوله ی سفید مبدل می گردد و دمای زمین به صفر مطلق می رسد. تاریکی در تمام ساعات بر زمین حاکم می شود. ستارگان همواره در آسمان قابل رویت اند و خورشید همچون نقطه ای بسیار پرنور و مشخص تر از سایر ستارگان می درخشد و سیارات دیگر دیده نخواهند شد.

تحقیق و پژوهش : مجله فضای بیکران

منابع:

• مایردگانی؛ ترجمه: محمدرضا خواجه پور؛ نجوم به زبان ساده، ویراست سوم؛ موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی، 1392.
• نادر حقیقی پور؛ 2013؛ تشکیل و دینامیک ابر سیارات.