14.3: تكوين النظام الشمسي
- Page ID
- 197601
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف قيود الحركة والمواد الكيميائية والعمر التي يجب أن تلبيها أي نظرية لتكوين النظام الشمسي
- لخص التغيرات الفيزيائية والكيميائية خلال مرحلة السديم الشمسي من تكوين النظام الشمسي
- شرح عملية تكوين الكواكب الأرضية والعملاقة
- وصف الأحداث الرئيسية للتطور الإضافي للنظام الشمسي
كما رأينا، فإن المذنبات والكويكبات والنيازك هي بقايا حية من العمليات التي شكلت النظام الشمسي. الكواكب والأقمار والشمس، بالطبع، هي أيضًا نتاج عملية التكوين، على الرغم من أن المواد الموجودة فيها قد خضعت لمجموعة واسعة من التغييرات. نحن الآن على استعداد لتجميع المعلومات من كل هذه الكائنات لمناقشة ما هو معروف عن أصل النظام الشمسي.
قيود الملاحظة
هناك بعض الخصائص الأساسية للنظام الكوكبي التي يجب أن تفسرها أي نظرية لتكوينه. يمكن تلخيص هذه تحت ثلاث فئات: قيود الحركة والقيود الكيميائية وقيود العمر. نسميها قيودًا لأنها تضع قيودًا على نظرياتنا؛ ما لم تتمكن النظرية من شرح الحقائق المرصودة، فلن تستمر في السوق التنافسية للأفكار التي تميز مسعى العلم. دعونا نلقي نظرة على هذه القيود واحدة تلو الأخرى.
هناك العديد من الانتظامات للحركات في النظام الشمسي. لقد رأينا أن جميع الكواكب تدور حول الشمس في نفس الاتجاه وتقريبًا في مستوى دوران الشمس. بالإضافة إلى ذلك، تدور معظم الكواكب في نفس الاتجاه الذي تدور فيه، وتتحرك معظم الأقمار أيضًا في مدارات عكس اتجاه عقارب الساعة (عند رؤيتها من الشمال). باستثناء المذنبات وغيرها من الأجسام العابرة للنبتون، تحدد حركات أعضاء النظام شكل القرص أو الفريسبي. ومع ذلك، يجب أيضًا إعداد نظرية كاملة للتعامل مع الاستثناءات لهذه الاتجاهات، مثل الدوران الرجعي (وليس الثورة) لكوكب الزهرة.
في عالم الكيمياء، رأينا أن المشتري وزحل لهما نفس التركيبة تقريبًا - يهيمن عليها الهيدروجين والهيليوم. هذان هما أكبر كوكبين، ويتمتعان بجاذبية كافية للاحتفاظ بأي غاز موجود عندما وأين تشكل؛ وبالتالي، قد نتوقع منهما أن يكونا ممثلين للمادة الأصلية التي تشكل منها النظام الشمسي. يفتقر كل عضو آخر من أعضاء النظام الكوكبي، إلى حد ما، إلى عناصر الضوء. يُظهر الفحص الدقيق لتكوين أجسام النظام الشمسي الصلبة تقدمًا مذهلاً من الكواكب الداخلية الغنية بالمعادن، من خلال تلك المصنوعة في الغالب من المواد الصخرية، إلى الأجسام ذات التركيبات التي يغلب عليها الجليد في النظام الشمسي الخارجي. والمذنبات الموجودة في سحابة أورت والأجسام العابرة للنبتونية في حزام كويبر هي أيضًا أجسام جليدية، في حين تمثل الكويكبات تركيبة صخرية انتقالية تحتوي على مواد داكنة وفيرة وغنية بالكربون.
كما رأينا في «عوالم أخرى: مقدمة للنظام الشمسي»، يمكن تفسير هذا النمط الكيميائي العام على أنه تسلسل لدرجة الحرارة: حار بالقرب من الشمس وبارد أثناء تحركنا للخارج. تفتقد الأجزاء الداخلية من النظام عمومًا تلك المواد التي لا يمكن أن تتكثف (تشكل مادة صلبة) عند درجات الحرارة المرتفعة الموجودة بالقرب من الشمس. ومع ذلك، هناك (مرة أخرى) استثناءات مهمة للنمط العام. على سبيل المثال، من الصعب تفسير وجود الماء على الأرض والمريخ إذا تشكلت هذه الكواكب في منطقة كانت درجة الحرارة فيها شديدة الحرارة بحيث لا يتكثف الجليد، ما لم يتم جلب الجليد أو الماء لاحقًا من مناطق أكثر برودة. المثال المتطرف هو ملاحظة وجود رواسب قطبية من الجليد على كل من عطارد والقمر؛ من شبه المؤكد أنها تتشكل وتحافظ عليها من خلال التأثيرات العرضية للمذنبات.
فيما يتعلق بالعمر، ناقشنا أن التأريخ الإشعاعي يوضح أن بعض الصخور على سطح الأرض موجودة منذ 3.8 مليار سنة على الأقل، وأن بعض العينات القمرية عمرها 4.4 مليار سنة. جميع النيازك البدائية لها أعمار إشعاعية تقارب 4.5 مليار سنة. يعتبر عمر هذه اللبنات الأساسية غير المتغيرة عمر النظام الكوكبي. يخبرنا التشابه بين الأعمار المقاسة أن الكواكب تشكلت وتبردت قشرتها في غضون بضع عشرات من الملايين من السنين (على الأكثر) من بداية النظام الشمسي. علاوة على ذلك، يشير الفحص التفصيلي للنيازك البدائية إلى أنها مصنوعة أساسًا من مادة مكثفة أو متخثرة من الغاز الساخن؛ ويبدو أن القليل من الأجزاء التي يمكن التعرف عليها قد نجت قبل مرحلة البخار الساخن هذه قبل 4.5 مليار سنة.
السديم الشمسي
تتوافق جميع القيود السابقة مع الفكرة العامة، المقدمة في «عوالم أخرى: مقدمة للنظام الشمسي»، والتي مفادها أن النظام الشمسي تشكل منذ 4.5 مليار سنة من سحابة دوارة من البخار والغبار - والتي نسميها السديم الشمسي - بتكوين أولي مماثل لتكوين الشمس. اليوم. عندما انهار السديم الشمسي تحت جاذبيته الخاصة، سقطت المواد باتجاه المركز، حيث أصبحت الأشياء أكثر تركيزًا وساخنة. أدت درجات الحرارة المتزايدة في السديم المتقلص إلى تبخر معظم المواد الصلبة التي كانت موجودة في الأصل.
في الوقت نفسه، بدأ السديم المنهار في الدوران بشكل أسرع من خلال الحفاظ على الزخم الزاوي (انظر فصول المدارات والجاذبية والأرض والقمر والسماء). مثل متزلجة الشكل تسحب ذراعيها للدوران بشكل أسرع، تدفقت السحابة المتقلصة بسرعة أكبر مع مرور الوقت. الآن، فكر في كيفية دوران جسم دائري. بالقرب من القطبين، يكون معدل الدوران بطيئًا، ويزداد سرعة كلما اقتربت من خط الاستواء. وبنفس الطريقة، بالقرب من أقطاب السديم، حيث كانت المدارات بطيئة، سقطت المادة السهمية مباشرة في المركز. من ناحية أخرى، انهارت المواد سريعة الحركة إلى قرص مسطح يدور حول الكائن المركزي (الشكل\(\PageIndex{1}\)). يفسر وجود هذا السديم الدوار على شكل قرص الحركات الأولية في النظام الشمسي التي ناقشناها في القسم السابق. وبما أنها تشكلت من قرص دوار، تدور جميع الكواكب بنفس الطريقة.
تخيل السديم الشمسي في نهاية مرحلة الانهيار، عندما كان في أقصى درجات الحرارة. مع عدم وجود المزيد من طاقة الجاذبية (من المواد المتساقطة) لتسخينه، بدأ معظم السديم يبرد. ومع ذلك، شكلت المواد الموجودة في المركز، حيث كانت الأكثر سخونة وأكثر ازدحامًا، نجمًا حافظ على درجات حرارة عالية في جواره المباشر من خلال إنتاج طاقته الخاصة. يمكن أن تؤدي الحركات المضطربة والمجالات المغناطيسية داخل القرص إلى استنزاف الزخم الزاوي، مما يؤدي إلى حرمان مادة القرص من بعض دورانه. سمح هذا لبعض المواد بالاستمرار في السقوط في النجم المتنامي، بينما استقرت بقية القرص تدريجيًا.
انخفضت درجة الحرارة داخل القرص مع زيادة المسافة من الشمس، بقدر ما تختلف درجات حرارة الكواكب باختلاف الموقع اليوم. وعندما يبرد القرص، تفاعلت الغازات كيميائيًا لإنتاج مركبات؛ وفي النهاية تكثفت هذه المركبات في شكل قطرات سائلة أو حبيبات صلبة. هذا مشابه للعملية التي تتكثف من خلالها قطرات المطر على الأرض من الهواء الرطب أثناء ارتفاعها فوق جبل.
دعونا ننظر بمزيد من التفصيل في كيفية تكثيف المواد في أماكن مختلفة من قرص النضج (الشكل\(\PageIndex{2}\)). كانت المواد الأولى التي شكلت الحبوب الصلبة هي المعادن والسيليكات المختلفة المكونة للصخور. ومع انخفاض درجة الحرارة، تم ربطها في معظم أنحاء السديم الشمسي بمركبات الكبريت والسيليكات الغنية بالكربون والماء، مثل تلك الموجودة الآن بكثرة بين الكويكبات. ومع ذلك، في الأجزاء الداخلية من القرص، لم تنخفض درجة الحرارة أبدًا بدرجة كافية حتى تتكثف مواد مثل الجليد أو المركبات العضوية الكربونية، لذلك كانت تفتقر إليها الكواكب الداخلية.
بعيدًا عن الشمس، سمحت درجات الحرارة الباردة للأكسجين بالاندماج مع الهيدروجين والتكثيف في شكل جليد مائي (H 2 O). خارج مدار زحل، تم دمج الكربون والنيتروجين مع الهيدروجين لصنع الجليد مثل الميثان (CH 4) والأمونيا (NH 3). يشرح تسلسل الأحداث هذا الاختلافات الأساسية في التركيب الكيميائي بين مناطق مختلفة من النظام الشمسي.
مثال\(\PageIndex{1}\): دوران السديم الشمسي
يمكننا استخدام مفهوم الزخم الزاوي لتتبع تطور السديم الشمسي المنهار. يتناسب الزخم الزاوي للجسم مع مربع حجمه (قطره) مقسومًا على فترة دورانه (\(D^2/P\)). إذا تم الحفاظ على الزخم الزاوي، فيجب تعويض أي تغيير في حجم السديم بتغيير نسبي في الفترة، من أجل الحفاظ على\(D^2/P\) ثباته. لنفترض أن السديم الشمسي بدأ بقطر 10000 AU وفترة دوران تبلغ مليون سنة. ما هي فترة دورانه عندما يتقلص إلى حجم مدار بلوتو، والذي يخبرنا الملحق F أن نصف قطره يبلغ حوالي 40 AU؟
الحل
لقد علمنا أن القطر النهائي للسديم الشمسي يبلغ حوالي 80 AU. مع ملاحظة الحالة الأولية قبل الانهيار والحالة النهائية في مدار بلوتو، ثم
\[\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}}= \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2= \left( \frac{80}{10,000} \right)^2=(0.008)^2=0.000064 \nonumber\]
تبلغ فترة التناوب الجديدة 64 عامًا\(P_{\text{final}}\)، أي ما\(P_{\text{initial}}\) يعادل 1،000،000 سنة. هذا أقصر بكثير من الوقت الفعلي الذي يستغرقه بلوتو للتجول حول الشمس، لكنه يمنحك إحساسًا بنوع تسريع الحفاظ على الزخم الزاوي الذي يمكن أن ينتج. كما لاحظنا سابقًا، ساعدت الآليات الأخرى المادة الموجودة في القرص على فقدان الزخم الزاوي قبل أن تتشكل الكواكب بالكامل.
التمارين\(\PageIndex{1}\)
ماذا ستكون فترة دوران السديم في مثالنا عندما تقلصت إلى حجم مدار المشتري؟
- إجابة
-
تتناسب فترة السديم الدوار عكسيًا مع\(D^2\). كما رأينا للتو،\(\frac{P_{\text{final}}}{P_{\text{initial}}} = \left( \frac{D_{\text{final}}}{D_{\text{initial}}} \right)^2\). في البداية، لدينا\(P_{\text{initial}} = 106 yr and \(D_{\text{initial}}\) = 104 AU. ثم، إذا كان\(D_{\text{final}}\) في الاتحاد الأفريقي، يتم تقديمه\(P_{\text{final}}\) (بالسنوات) بواسطة\(P_{\text{final}}=0.01D^2_{\text{final}}\). إذا كان مدار المشتري يبلغ نصف قطر 5.2 AU، فإن القطر هو 10.4 AU. هذه الفترة هي 1.08 سنة.
تكوين الكواكب الأرضية
سرعان ما انضمت الحبوب التي تكثفت في السديم الشمسي إلى أجزاء أكبر وأكبر، حتى أصبحت معظم المواد الصلبة في شكل كواكب صغيرة، قطرًا يتراوح قطرها من بضعة كيلومترات إلى بضع عشرات من الكيلومترات. لا تزال بعض الكواكب الصغيرة تعيش اليوم كمذنبات وكويكبات. ترك آخرون بصماتهم على الأسطح المحفورة للعديد من العوالم التي درسناها في الفصول السابقة. ومع ذلك، هناك حاجة إلى زيادة كبيرة في الحجم للانتقال من كوكب إلى كوكب.
كانت بعض الكواكب الصغيرة كبيرة بما يكفي لجذب جيرانها بالجاذبية وبالتالي للنمو من خلال عملية تسمى التراكم. في حين أن الخطوات الوسيطة ليست مفهومة جيدًا، يبدو في النهاية أن عشرات مراكز التراكم قد نمت في النظام الشمسي الداخلي. اجتذبت كل منها الكواكب الصغيرة المحيطة حتى اكتسبت كتلة مماثلة لكتلة عطارد أو المريخ. في هذه المرحلة، قد نفكر في هذه الأجسام على أنها كواكب أولية - كواكب «ليست جاهزة تمامًا لوقت الذروة».
استمر كل من هذه الكواكب الأولية في النمو من خلال تراكم الكواكب الصغيرة. تم تسريع كل كوكب قادم بسبب جاذبية الكوكب الأولي، حيث تم ضربه بالطاقة الكافية لإذابة كل من المقذوف وجزء من منطقة التأثير. سرعان ما تم تسخين الكوكب الأولي بأكمله إلى درجة حرارة أعلى من درجة حرارة انصهار الصخور. وكانت النتيجة تمايز الكواكب، مع هبوط المعادن الثقيلة نحو النواة وارتفاع السيليكات الأخف نحو السطح. أثناء تسخينها، فقدت الكواكب الأولية الداخلية بعضًا من مكوناتها الأكثر تقلبًا (الغازات الأخف)، تاركةً المزيد من العناصر والمركبات الثقيلة وراءها.
تكوين الكواكب العملاقة
في النظام الشمسي الخارجي، حيث تضمنت المواد الخام المتاحة الجليد والصخور، نمت الكواكب الأولية لتصبح أكبر بكثير، حيث كانت كتلتها أكبر بعشر مرات من الأرض. كانت هذه الكواكب الأولية للنظام الشمسي الخارجي كبيرة جدًا لدرجة أنها كانت قادرة على جذب الغاز المحيط والاحتفاظ به. عندما انهار الهيدروجين والهيليوم بسرعة على نواهما، تم تسخين الكواكب العملاقة بواسطة طاقة الانكماش. ولكن على الرغم من أن هذه الكواكب العملاقة أصبحت أكثر سخونة من أشقائها على الأرض، إلا أنها كانت صغيرة جدًا بحيث لا يمكنها رفع درجات الحرارة والضغوط المركزية إلى النقطة التي يمكن أن تبدأ فيها التفاعلات النووية (وهذه التفاعلات هي التي تعطينا تعريفنا للنجم). بعد توهجها باللون الأحمر الباهت لبضعة آلاف من السنين، بردت الكواكب العملاقة تدريجيًا إلى حالتها الحالية (الشكل\(\PageIndex{3}\)).
يشرح انهيار الغاز من السديم إلى نوى الكواكب العملاقة كيف اكتسبت هذه الأجسام تقريبًا نفس التركيبة الغنية بالهيدروجين مثل الشمس. كانت العملية أكثر كفاءة بالنسبة لكوكب المشتري وزحل؛ وبالتالي، فإن تركيباتهما تكاد تكون «كونية». تم التقاط كميات أقل من الغاز بواسطة أورانوس ونبتون، ولهذا السبب يحتوي هذان الكوكبان على تركيبات تهيمن عليها كتل البناء الجليدية والصخرية التي شكلت النوى الكبيرة بدلاً من الهيدروجين والهيليوم. انتهت فترة التكوين الأولية عندما تم استخدام الكثير من المواد الخام المتاحة وأدت الرياح الشمسية (تدفق الجسيمات الذرية) من الشمس الشابة إلى التخلص من الإمدادات المتبقية من الغازات الخفيفة.
مزيد من تطور النظام
جميع العمليات التي وصفناها للتو، من انهيار السديم الشمسي إلى تكوين الكواكب الأولية، حدثت في غضون بضعة ملايين من السنين. ومع ذلك، لم تكتمل قصة تكوين النظام الشمسي في هذه المرحلة؛ فقد كان هناك العديد من الكواكب الصغيرة وغيرها من الحطام التي لم تتراكم في البداية لتكوين الكواكب. ماذا كان مصيرهم؟
المذنبات المرئية لنا اليوم هي مجرد غيض من فيض كوني (إذا كنت ستعفو عن التورية). يُعتقد أن معظم المذنبات موجودة في سحابة أورت، بعيدًا عن منطقة الكواكب. توجد مذنبات إضافية وكواكب قزمة جليدية في حزام كويبر الذي يمتد خارج مدار نبتون. ربما تشكلت هذه القطع الجليدية بالقرب من المدارات الحالية لأورانوس ونبتون ولكن تم إخراجها من مداراتها الأولية بتأثير الجاذبية للكواكب العملاقة.
في الأجزاء الداخلية من النظام، استمرت الكواكب المتبقية وربما عشرات الكواكب الأولية في التجول. على مدى فترة طويلة من الوقت الذي نناقشه، كانت التصادمات بين هذه الأشياء حتمية. ربما أدت التأثيرات العملاقة في هذه المرحلة إلى تجريد عطارد من جزء من غلافه وقشرته، وعكس دوران كوكب الزهرة، وقطع جزءًا من الأرض لإنشاء القمر (جميع الأحداث التي ناقشناها في فصول أخرى).
كما أضافت التأثيرات الأصغر حجمًا كتلة إلى الكواكب الأولية الداخلية. نظرًا لأن جاذبية الكواكب العملاقة يمكن أن «تحرك» مدارات الكواكب الصغيرة، فإن المواد التي تؤثر على الكواكب الأولية الداخلية يمكن أن تأتي من أي مكان تقريبًا داخل النظام الشمسي. وعلى النقيض من المرحلة السابقة من التراكم، فإن هذه المادة الجديدة لا تمثل مجرد مجموعة ضيقة من المؤلفات.
ونتيجة لذلك، كان الكثير من الحطام الذي يضرب الكواكب الداخلية عبارة عن مادة غنية بالجليد تكثفت في الجزء الخارجي من السديم الشمسي. مع تقدم هذا القصف الشبيه بالمذنب، جمعت الأرض المياه والمركبات العضوية المختلفة التي ستكون لاحقًا ضرورية لتكوين الحياة. ربما حصل المريخ والزهرة أيضًا على كميات وفيرة من المياه والمواد العضوية من نفس المصدر، كما لا يزال عطارد والقمر يقومان بتشكيل قبعاتهما القطبية الجليدية.
تدريجيًا، عندما اكتسحت الكواكب أو طردت الحطام المتبقي، اختفت معظم الكواكب الصغيرة. ومع ذلك، في منطقتين، يمكن أن تكون المدارات المستقرة ممكنة حيث يمكن أن تتجنب الكواكب المتبقية التأثير على الكواكب أو طردها من النظام. هذه المناطق هي حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري وحزام كويبر وراء نبتون. الكواكب الصغيرة (وشظاياها) التي تعيش في هذه المواقع الخاصة هي ما نسميه الآن الكويكبات والمذنبات والأجسام العابرة للنبتون.
كان علماء الفلك يعتقدون أن النظام الشمسي الذي نشأ من هذا التطور المبكر كان مشابهًا لما نراه اليوم. ومع ذلك، تشير الدراسات الحديثة المفصلة لمدارات الكواكب والكويكبات إلى أنه كان هناك المزيد من الأحداث العنيفة بعد ذلك بوقت قصير، ربما تنطوي على تغييرات جوهرية في مداري المشتري وزحل. يتحكم هذان الكوكبان العملاقان، من خلال جاذبيتهما، في توزيع الكويكبات. وبالعودة إلى الوراء من نظامنا الشمسي الحالي، يبدو أن التغيرات المدارية حدثت خلال مئات الملايين من السنين الأولى. قد تكون إحدى النتائج هي تشتت الكويكبات في النظام الشمسي الداخلي، مما تسبب في فترة «القصف الشديد» المسجلة في أقدم الفوهات القمرية.
المفاهيم الأساسية والملخص
يجب أن تأخذ النظرية القابلة للتطبيق لتكوين النظام الشمسي في الاعتبار قيود الحركة والقيود الكيميائية وقيود العمر. نجت النيازك والمذنبات والكويكبات من السديم الشمسي الذي تشكل منه النظام الشمسي. كان هذا السديم نتيجة انهيار سحابة بين النجوم من الغاز والغبار، التي تقلصت (مع الحفاظ على زخمها الزاوي) لتشكيل نجمنا، الشمس، محاطًا بقرص رقيق دوار من الغبار والبخار. أدى التكثيف في القرص إلى تكوين الكواكب الصغيرة، التي أصبحت اللبنات الأساسية للكواكب. أدى تراكم المواد المتساقطة إلى تسخين الكواكب، مما أدى إلى تمايزها. تمكنت الكواكب العملاقة أيضًا من جذب الغاز وحفظه من السديم الشمسي. بعد بضعة ملايين من السنين من التأثيرات العنيفة، تم مسح معظم الحطام أو طرده، ولم يتبق سوى الكويكبات وبقايا المذنبات حتى الوقت الحاضر.
مسرد المصطلحات
- ازدياد
- التراكم التدريجي للكتلة، مثل كوكب يتشكل من الجسيمات المتصادمة في السديم الشمسي