Eguzki sistemaren sorrera eta garapena

Wikipedia, Entziklopedia askea
Jump to navigation Jump to search
Izar baten sorreraren irudikapena

Eguzki sistemaren sorrera eta garapenari buruzko teoriak konplikatuak eta anitzak dira, hainbat arlo zientifikoak barne hartuz, esaterako astronomia, fisika eta geologia. Mendeetan zehar eguzki sistemaren sorrerari buruzko hainbat teoria proposatu dira baina gaur egungo ezagutza XVIII. mendean zehar garatu zen. Espazioaren konkista beste planeta eta galaxien behatzeko posibilitatea etorri zen eta fisika nuklearraren barnean egindako saiaketak izarren sorrera eta deuseztapena argitzeko balio izan zuten.

Eguzki sistemaren sorrera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eguzki nebula[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hubble espaziontziaren Orion nebulako protoplaneta disko baten irudia, argi-urte bateko zabalera duen "izar haztegi" bat, gure eguzkia sortu zenaren antzekoa

Eguzki sistema orain dela 4.658 milioi urte sortu zen molekula laino baten eskualde oso baten kolapso grabitazionala dela eta[oh 1] Hasierako laino honek hainbat argi-urteko tamaina izango zuen, eta hainbat izarren jaiolekua izango litzateke[1]. Molekula lainoetan ohikoa denez, gehiengoa hidrogenoa zen, helio kopuru nabarmen batekin, eta aurreko izarren hautsetik etorritako elementu astunagoen kopuru txikiekin. Eguzki-sistema osatuko zuen eskualdeari Eguzki-aurreko nebulosa[oh 2] izena ematen zaio[2]. Eskualde honek kolapsoa izan zuenean, momentu angeluarraren kontserbazioaren ondorioz biraketa azkarrean sartuko zen. Zentroa, masa gehiena metatu zen gunea, geroz eta beroago zegoen, inguruan zuen disko baino nabarmen beroago. Uzkurtzen ari zen hodeiaren biraketa azkartzen zoan heinean, lauago egiten hasi zen, disko protoplanetario bat eratuz, gutxi gorabehera 200 UA zituena, protoizar bero eta dentso batekin bere erdialdean[3][4]. Planetak disko honen akrezioz sortu ziren, grabitazio indarrak hautsa eta gasa elkartzen joan ahala, gorputz geroz eta handiagoa sortzeko elkartuz[5]. Eguzki-sistemaren hasieran ehunka protoplaneta egongo ziren, baina gehienak batu edo suntsitu ziren, gaur egun dauden planeta, planeta-nano eta bestelako gorputz txikiak baino ez utziz.

Diferentziazio planetarioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Urtze-puntua dela eta, bakarrik metalak eta silikatoak egon zitezkeen era solidoan Eguzki-sistemaren barnealdean, Eguzkitik gertu. Material solido horiek sortuko zituzten, gerora, Merkurio, Artizarra, Lurra eta Marte. Elementu metalikoak lainoaren ehuneko txiki bat zirenez gero planeta hauek ezin izan zuten gehiago hazi. Jupiter, Saturno, Urano eta Neptuno Eguzkitik urrunago sortu ziren, izozte-lerroa pasata. Lerro hau Marte eta Jupiterren orbiten tartean dago eta izotza eratzen duten konposatuak egoera solidoan mantentzea posible den eremua adierazteko erabiltzen da. Izotz hauek eratzeko behar ziren molekulak ugariagoak ziren nebulosan eta, horregatik, planeta hauek nahiko hazteko aukera zuten, euren grabitate indarrarekin inguruan zuten hidrogeno eta helioa harrapatuz. Planetak sortu ez zituen materiak hainbat eraztun sortu zituen, asteroidez, zein izotzez (Kuiperren gerrikoa gisa). Eguzki-sistemaren mugan Oorten lainoa eratu zen. Planeten sorrera eta mugimenduen inguruko teoria interesgarria Nice ereduak eskaintzen du.

Eguzkia izar gisa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Protoizarraren lehenengo 50 milioi urteetan presioa eta dentsitatea handituz joan zen, ahalik eta fusio termonuklearra emateko nahikoa materia izan zuen arte[6]. Tenperatura, erreakzio kopurua, presioa eta dentsitatea handitzen joan ziren ahalik eta oreka hidrostatikoa lortu zen arte: presio termikoak grabitatearena berdindu zuen. Puntu honetan, Eguzkia sekuentzia nagusiaren baitako izar bilakatu zen[7]. Eguzkia sekuentzia nagusian 10.000 milioi urtez egongo da, eta izar-konpakto gisa beste 2.000 milioi urte inguru[8]. Eguzkiaren jarduerak sortzen duen Eguzki-haizeak heliosfera sortu zuen eta protoplanetetan ez zegoen gas eta hautsaren gehiengoa izarren-arteko espaziora jaurtiki zuen, planeten osaera fasearekin amaituz. Geroztik, Eguzkia hazi eta distiratsuago egin da. Bere sekuentzia nagusiaren hasierako fasean gaur egungo argiaren %70a zuen[9].

Etorkizuneko eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eguzki-sistema gaur egun ezagutzen dugun bezala mantenduko da (aurreikusten ez dugu zerbait gertatu ezean) Eguzkiak bere hidrogeno guztia helioan bilakatzen duen arte, hemendik 5.000 milioi urtera. Honen ostean sekuentzia-nagusiaren amaiera izango da. Momentu horretan Eguzkiaren nukleoaren kolapsoa gertatuko da eta bere energia sorrera gaur egungoa baino askoz handiagoa izango da. Eguzkiaren kanpo geruzak hedatuko dira, gaur egungo diametroa baino 260 aldiz handiago egin arte, eta Eguzkia erraldoi gorria izango da. Bere azalera handiagoa izango denez, gainazala hoztuko da, 2.600 Kelvin arte[8]. Eguzki erraldoi horrek Merkurio lurrinduko du eta bizitza ezinezko egingo du Lurrean. Momenturen batean, nukleoan ez da egongo helio nahikorik fusio nuklearra emateko, helioa hidrogenoa baino askoz azkarrago bukatuko baitu. Eguzkiaren tamaina ez da nahikoa izango elementu pisutsuagoak sortzen hasteko eta, beraz, erreakzio nuklearrak murriztuko dira. Bere kanpo geruzek alde egingo dute espazioan, nano zuri bat utziz: objektu oso dentsoa, Eguzkiak gaur egun duen masaren erdiarekin, baina Lurraren tamainarekin[10]. Kanpoko geruzen jaurtiketa horrek nebulosa planetario berria sortuko dute, hasierako elementuez gain karbonoa bezalako elementu ugari espaziora itzuliz.

Oharrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Data hau meteorito batean aurkitutako inklusiorik zaharrenarena da, 4568.2+0.2
    −0.4
    milioi urte dituela. Uste denez molekula lainoan sortutako lehen material solidoen formazioaren datari dagokio. (Ingelesez)  Bouvier, Audrey; Wadhwa, Meenakshi (2010-08-22) «The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion» Nature Geoscience (9): 637–641 doi:10.1038/ngeo941 ISSN 1752-0908 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  2. ingelesez: Pre-solar nebula

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1.   The formation of the solar system . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  2.   Irvine, W. M. (1983) The chemical composition of the pre-solar nebula 3–12. orrialdeak . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  3. (Ingelesez)  Greaves, Jane S. (2005-01-07) «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems» Science (5706): 68–71 doi:10.1126/science.1101979 ISSN 0036-8075 PMID 15637266 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  4. (Ingelesez)  3. Present Understanding of the Origin of Planetary Systems | Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials: 1990-2000 | The National Academies Press doi:10.17226/1732 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  5. (Ingelesez)  Boss, A. P.; Durisen, R. H. (2005) «Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation» The Astrophysical Journal Letters (2): L137 doi:10.1086/429160 ISSN 1538-4357 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  6. (Ingelesez)  Yi, Sukyoung; Demarque, Pierre; Kim, Yong-Cheol; Lee, Young-Wook; Ree, Chang H.; Lejeune, Thibault; Sydney Barnes (2001) «Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y2 Isochrones for Solar Mixture» The Astrophysical Journal Supplement Series (2): 417 doi:10.1086/321795 ISSN 0067-0049 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  7.   Chrysostomou, Antonio; Lucas, Phil (2005-01-01) «The formation of stars» Contemporary Physics (1): 29–40 doi:10.1080/0010751042000275277 ISSN 0010-7514 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  8. a b   Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008-05-01) «Distant future of the Sun and Earth revisited» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (1): 155–163 doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x ISSN 0035-8711 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  9.   Shaviv, Nir J. (2003-12-01) «Toward a solution to the early faint Sun paradox: A lower cosmic ray flux from a stronger solar wind» Journal of Geophysical Research (Space Physics) (108): 1437 doi:10.1029/2003JA009997 ISSN 0148-0227 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .
  10.   New Vistas in Astronomy - 2005 Series 2005-05-27 . Noiz kontsultatua: 2017-10-14 .