| Parte dintr-o serie despre | ||||
| Cosmologie fizică | ||||
|---|---|---|---|---|
Componente • Structură
| ||||
Formarea și evoluția Sistemului Solar este estimată că ar fi început acum 4,50 miliarde de ani, princolapsul gravitațional al unei mici părți dintr-un uriașnor molecular. Cea mai mare parte dinmateria apărută în urma colapsului s-a adunat în centru, formândSoarele, în timp ce restul materiei s-a aplatizat sub forma unui disc protoplanetar din care s-au format planetele, sateliții, asteroizii și alte corpuri cerești mai mici dinSistemul Solar.
Norul interstelar de gaz, praf și nebuloasă în care s-au format Soarele și stelele cele mai apropiate de acesta ar fi putut apărea ca urmare a exploziei uneisupernove cu o masă de aproximativ 30 de mase solare, după care elemente grele și radioactive s-au împrăștiat în spațiu. În 2012, astronomii au numit această supernovăCoatlicue dupăzeița aztecă.
Acest model larg acceptat de apariție , cunoscut sub numele deipoteza nebulară, a fost dezvoltat pentru prima oară însecolul al XVIII-lea deEmanuel Swedenborg,Immanuel Kant șiPierre-Simon Laplace. Dezvoltarea ulterioară a acestui concept a interacționat cu o varietate de discipline științifice, inclusivastronomie,fizica,geologie șiplanetologie. Începând cu epoca cuceririi spațiului cosmic din anii1950 și odată cu descoperireaplanetelor extrasolare în anii1990, ambele modele au fost contestate și reformulate astfel încât să se țină seama de noile observații.
Ipoteza nebulară susține că sistemul solar s-a format dincolapsul gravitațional al unui fragment dintr-unnor molecular gigant. Norul avea o mărime de 20 pc,[1] în timp ce fragmentele aveau aproximativ 1 pc (câțivaani lumină) .[2] Colapsul în continuare al fragmentelor a dus la formarea unui miez dens cu mărimea de 0,01–0,1 pc (2000–20 000 UA).[note 1][1][3] Unul dintre aceste fragmente în colaps (cunoscut sub numele denebuloasa presolară) ar fi format ceea ce a devenitSistemul Solar.[4] Compoziția din această regiune, cu o masă puțin peste cea aSoarelui a fost aproximativ aceeași cu cea a Soarelui de astăzi, cuhidrogen, împreună cuheliu si urme delitiu produse denucleosintezaBig Bang-ului, formând aproximativ 98% din masa acestuia.[5] Restul de 2% din masă a constat în elemente mai grele care au fost create de nucleosinteza din generațiile anterioare de stele.[6] În viață târzie a acestor stele, au ejectat elemente mai grele înmediul interstelar.[7]
La sfârșitul erei formării planetelor, sistemul solar interior era locuit de 50-100 de protoplanete cu dimensiuni variind de la diametrul lunar la cel marțian. Creșterea în continuare a dimensiunii corpurilor cerești s-a datorat coliziunilor și fuziunilor acestor protoplanete între ele. De exemplu, ca urmare a uneia dintre coliziuni, Mercur și-a pierdut cea mai mare parte amantalei, în timp ce o altă așa-numităcoliziune uriașă (posibil ipotetica planetăTheia) a dat naștere lunii Pământului. Această fază a coliziunilor a durat aproximativ 100 de milioane de ani până când au apărut 4 corpuri cerești masive pe orbitele cunoscute astăzi. Există, de asemenea, o ipoteză despre multe perioade mai scurte de formare a planetelor terestre.
Formarea planetelor a început după formarea soarelui.
Despre planetele diferite dinSistemul Solar se crede ca s-au format dinnebuloasa solară, un nor în formă de disc format din gaze și praf rămase de la formareaSoarelui.[8] Metoda acceptată în momentul actual prin care planetele s-au format este cunoscut sub numele deacreție, în care planetele au început sub formă de boabe de praf pe orbită în jurulprotostelei centrale. Prin contact direct, aceste boabe s-au format în pâlcuri de până la 200 metri în diametru, care, la rândul său, s-au ciocnit pentru a forma corpuri mai mari, (planetezimale), de ≈10 km îndiametru.[9] Acestea au crescut treptat în continuare, prin coliziuni, cu câțiva centimetri pe an pe parcursul următoarelor câteva milioane de ani.[9]
Particulele mici de praf s-au atras, datorită forțelor electrostatice, formând granule de până la 1–2 cm. Peste această limită nu mai acționează forțele electrostatice. Granulele de 1–2 cm au continuat să crească, prin alipire, grație forței gravitaționale, ajungând în timp la dimensiunea unor planetezimale.
Rotația rapidă a nebuloasei inițiale a dus la o turtire în formă de disc a materiei conținute, disc din care au apărut ulterior planetele.
|work= și|journal= (ajutor)[nefuncțională] | |||||
Probabil planete pitice | |||||
Obiecte mici | |||||
Altele | |||||
