در حال ویرایش پیدایش منظومه شمسی

با مطالعۀ شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های به‌‌‌جا مانده از اوایل [[منظومه شمسی]]، تصور بر این است که [[خورشید]] و [[سیاره|سیارات]] حدود ۴/۶ ملیارد سال قبل، از آنچه ابر مولکولی عظیم نامیده می‌‌‌شود، به‌‌‌وجود آمدند. گاز و غبار تشکیل دهندۀ این ابر طی ملیاردها سال، در فرآیندی از تبدیل هیدروژن و هلیوم اولیۀ درون ستارگان به عناصر سنگین‌‌‌تر، ایجاد شده بود؛ عناصری که نهایتاً و در آخر عمر ستارگان به فضا پرتاب می‌‌‌شود. [۱]

کیهان‌‌‌زایی (Cosmogony ) شاخه‌‌‌ای از [[ستاره‌‌‌شناسی]] است که به مطالعه‌‌‌ی چگونگی پیدایش منظومه شمسی می‌‌‌پردازد. مراحل آغازین فرایندهای تشکیل سیارات، ارتباط تنگاتنگی با تشکیل [[ستاره]] دارد. منظومه شمسی دارای ویژگی‌‌‌های کاملاً متمایزی است که باید در هر نظریه‌‌‌‌‌‌ی جدی کیهان‌‌‌زایی مورد توجه قرار گیرد. این ویژگی‌‌‌ها عبارت‌‌‌اند از:

* مدار سیاره‌‌‌ها تقریباً در یک صفحه قرار داشته، موازی با استوای خورشیدی است.
* مدارها نسبتاً دایره‌‌‌ای است.
* سیارات در جهت خلاف عقربه‌‌‌‌‌‌ ساعت، دور خورشید در گردش‌‌‌ هستند؛ و خورشید نیز در همین جهت دور خود می‌‌‌چرخد.
* سیاره‌‌‌ها نیز در جهت خلاف عقربه‌‌‌ی ساعت، دور محور خود می‌‌‌چرخند (به‌‌‌استثنای [[زهره]]، [[اورانوس]] و [[سیاره کوتوله|سیاره‌‌‌ی کوتوله]] [[پلوتون]]).
* فاصله‌‌‌ی سیارات به‌‌‌صورت تقریبی از [[قاعده ی تیتوس-بد|قانون تجربی تیتوس-بده]] پیروی می‌‌‌کند؛ به عبارت دیگر:

<p style="text-align: center">a=0.4 + 0.3 * 2<sup>n &#160;&#160;&#160;&#160;&#160;&#160;&#160;</sup></p>

که در آن، نیم‌‌‌قطر بزرگ a بر حسب AU بیان می‌‌‌شود.

* ۹۸ درصد [[تکانه زاویه ای|تکانه زاویه‌‌‌ای]] منظومه شمسی را سیارات در اختیار دارند، در حالی که تنها ۰/۱۵٪ جرم کل، به آن‌ها اختصاص دارد.
* سیاره‌‌‌های زمین‌سان و غول، دارای تفاوت‌‌‌های فیزیکی و شیمیایی هستند.
* ساختار سیستم‌‌‌ قمرهای سیاره‌‌‌ها، شبیه به یک منظومه شمسی کوچک است.

[[پرونده:Immanuel Kant (painted portrait).jpg|thumb|left|200px|امانوئل کانت]]

[[پرونده:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|270px|تصویر خیالی از قرص پیش‌سیاره‌ای]]

نخستین نظریه‌‌‌های کیهان‌‌‌زایی مدرن در قرن هیجدهم ارائه گردید. [[امانوئل کانت]] (Immanuel Kant ) از جمله‌‌‌ی اولین دانشمندان این رشته به حساب می‌‌‌آید. او در سال ۱۷۵۵ [[فرضیه سحابی|فرضیه‌‌‌ی سحابی]] (Nebular Hypothesis ) خود را مطرح کرد. بر اساس این نظریه، منظومه شمسی از انقباض یک سحابی بزرگِ در حال چرخش، به‌‌‌وجود آمده است. فرضیه‌‌‌ی سحابی کانت، به‌‌‌شکلی اعجاب‌‌‌انگیز، به اصول بنیادی در مدل‌‌‌های کیهان‌‌‌زایی جدید نزدیک است. به همین ترتیب در سال ۱۷۹۶، پیِر سیمون لاپلاس (Pierre Simon de Laplace ) پیشنهاد کرد که سیارات از حلقه‌‌‌های گازی به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند که از استوای خورشیدِ در حال رمبش، به بیرون پرتاب شده است.

مشکل اصلی در فرضیه‌‌‌ی سحابی آن است که نمی‌‌‌تواند توزیع تکانه‌‌‌ی زاویه‌‌‌ای در منظومه شمسی را توضیح دهد. اگر چه کم‌تر از ۱٪ تمام جرم به سیاره‌‌‌ها اختصاص دارد، آن‌ها ۹۸٪ تکانه زاویه‌‌‌ای را دارا می‌‌‌باشند. به نظر می‌‌‌رسید به هیچ روشی، امکان نایل شدن به چنین توزیع نامتعادلی وجود نداشت. دومین مانع در مقابل فرضیه‌‌‌ی سحابی این بود که این فرضیه، هیچ سازوکاری را برای تشکیل سیارات از حلقه‌‌‌های گاز مفروض ارائه نمی‌‌‌کرد.

پیش از آن در سال ۱۷۴۵، جرج بوفن (Georges Louis Leclerc de Buffon ) پیشنهاد کرده بود سیاره‌‌‌ها از یک طغیان گسترده‌‌‌ی مواد خورشیدی، و به‌‌‌دنبال برخورد یک [[دنباله دار|دنباله‌‌‌دار]] بزرگ، به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند. در قرن نوزدهم و دهه‌‌‌های نخستین قرن بیستم، چندین [[نظریه‌‌‌ فاجعه‌‌‌ای|نظریه‌‌‌ی فاجعه‌‌‌ای]] (Catastrophe Theory ) رواج داشت. در آن زمان، رویارویی نزدیک خورشید با یک ستاره، جایگزین برخورد دنباله‌‌‌دار شد. این نظریه به‌‌‌وسیله‌‌‌ی دانشمندانی چون فورست آر مولتون (Forest R. Moulton ) (۱۹۰۵) و [[جِیمز جینز]] (۱۹۱۷) توسعه یافت.

نیروهای کشندی قوی در زمان تقرب نزدیک ستاره، مقداری از گاز خورشید را از آن جدا کرده است. این مواد بعداً به‌‌‌صورت سیاره در آمده‌‌‌اند. چنین رویارویی نزدیکی، یک رویداد فوق‌‌‌العاده نادر است. چنانچه پراکندگی ستارگان را در فضا ۰/۱۵ ستاره در پارسک مکعب، و سرعت نسبی میانگین را ۲۰Km/s فرض کنیم، در ۵ میلیارد سال گذشته تنها امکان وقوع چند رویارویی در تمام [[کهکشان راه شیری]] وجود داشته است. در این‌‌‌صورت، منظومه شمسی می‌‌‌تواند یک نمونه منحصربه‌فرد باشد.

مانع اصلی در مقابل نظریه‌‌‌ی برخورد آن است که بیش‌تر ماده‌‌‌ی داغ کنده شده از خورشید، به تسخیر ستاره‌‌‌ی عبوری در می‌‌‌آید، نه اینکه در مداری به‌‌‌دور خورشید بچرخد. ضمناً هیچ روش مشخصی وجود ندارد که چگونه این ماده به تشکیل منظومه‌‌‌ی سیاره‌‌‌ای می‌‌‌انجامد.

با توجه به اشکالات استاتیکی و دینامیکی در نظریه‌‌‌ی برخورد، در دهه‌‌‌ی ۱۹۴۰، فرضیه‌‌‌ی سحابی مورد تجدید نظر و اصلاح قرار گرفت. به‌‌‌ویژه مشخص شد که نیروهای مغناطیسی و طغیان‌‌‌های گاز می‌‌‌توانند به‌‌‌خوبی تکانه‌‌‌ی زاویه‌‌‌ای را از خورشید به [[سحابی سیاره ای|سحابی سیاره‌‌‌ای]] منتقل کنند. در حال حاضر، دانشمندان بر این عقیده‌‌‌اند که اصول بنیادی در تشکیل سیاره‌‌‌ها را به خوبی می‌‌‌دانند. [۲]

[[File:giantimpact.gif|thumb|left|200 px|تصویر خیالی از برخورد بزرگی که ماه را به‌وجود آورد.]]
اکثر قمرها احتمالاً به همراه سیارات شکل گرفتند. با این وجود به نظر می‌‌‌رسد که [[ماه]] بعداً و به دنبال برخورد جرمی چندین بار سنگین‌‌‌تر از [[مریخ]] به زمین پدید آمد. این برخورد شدید صخرۀ مذاب را به‌‌‌ آسمان و در مداری اطراف زمین پرتاب کرد. با سرد شدن این مواد ماه به‌‌‌وجود آمد. [۱]

قدیمی‌‌‌ترین صخره‌‌‌هایی که در زمین یافت شده است، حدود ۳/۹ میلیارد سال سن دارد. قدمت برخی از [[شهاب سنگ|شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌ها]] و نمونه‌‌‌های ماه از این نیز بیش‌تر می‌‌‌باشد. از کنار هم قرار دادن تمام این واقعیت‌‌‌ها، مشخص شده است که زمین و دیگر سیاره‌‌‌ها حدود ۴/۹ میلیارد سال قبل به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند. از طرف دیگر، [[کهکشان]] ما دست کم دو برابر این مقدار سن دارد؛ بنابراین شرایط کلی در مدت حیات منظومه شمسی چندان تغییری نکرده است. علاوه بر این‌ها، امروزه حتی شواهد مستقیم نیز وجود دارد، مانند دیگر منظومه‌‌‌های سیاره‌‌‌ای و قرص‌‌‌های پیش‌‌‌سیاره‌‌‌ای، موسوم به پروپلید {قرص پیش‌سیاره‌ای یا پروپلید، یک قرص چرخان از گاز متراکم است که اطراف یک ستاره‌ی تازه متولد شده را احاطه کرده است. (دانشنامه ویکی‌‌پدیا)}.

خورشید و عملاً تمام منظومه شمسی به صورت هم‌‌‌زمان، از ابری چرخان از غبار و گاز، منقبض شده‌‌‌اند. چگالی این ابر حدود ۱۰۰۰۰ (ده هزار) اتم یا مولکول در سانتیمتر مکعب، و دمای آن ۱۰ تا ۵۰ کلوین بود.

جرم ابتدایی این ابر باید هزاران برابر جرم خورشید باشد تا از جرم جینز تجاوز کند. با انقباض ابر، جرم جینز نیز کاهش می‌‌‌یابد. ابر پاره پاره شده، هر پاره به‌‌‌صورت مستقل منقبض می‌‌‌شود؛ موضوعی که در فصل‌‌‌های آتی در موضوع تشکیل ستارگان مورد بحث قرار خواهد گرفت. یکی از این پاره‌‌‌ها به خورشید تبدیل شد.

زمانی که هر پاره به انقباض خود ادامه می‌‌‌داد، ذرات درون ابر با هم برخورد می‌‌‌کردند. چرخش ابر، ذرات را در یک سطح عمود بر محور چرخش، آرایش داد؛ اما از حرکت آن‌ها به‌‌‌سوی محور جلوگیری نمود. این توضیحی است برای اینکه چرا مدار سیاره‌‌‌ها در یک صفحه است.

جرم پیش‌‌‌خورشید (Proto-Sun) از جرم خورشید فعلی بیش‌تر بود. به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد یک دهم تمام جرم، به قرص تخت در صفحه [[دایره البروج|دایرة‌البروج]] تعلق داشت. علاوه بر این، در دور دست‌‌‌ها، باقی‌‌‌مانده لبه‌‌‌ی بیرونی ابر ابتدایی نیز همچنان در حال حرکت به‌‌‌سوی مرکز بود. خورشید به‌‌‌وسیله‌‌‌ی [[میدان مغناطیسی]]، تکانه زاویه‌‌‌ای خود را به گاز اطراف منتقل می‌کرد. زمانی که جرقه‌‌‌ی واکنش‌‌‌های هسته‌‌‌ای زده شد، یک باد خورشیدی قوی، تکانه‌‌‌ی زاویه‌‌‌ای بیش‌تری را از خورشید دور کرد. آنچه باقی ماند، خورشید امروزی بود، که به‌‌‌آرامی دور خود می‌‌‌چرخد.

از [[برافزایش]] ذرات کوچک قرص ناشی از برخورد پیوستة آن‌ها، توده‌‌‌هایی بزرگ‌‌‌تر، و سپس اجسامی به‌‌‌اندازه‌‌‌ی سیارک‌‌‌ها، موسوم به ریز‌‌‌سیاره (Planetesimal) ، شکل گرفت. جاذبه‌‌‌ی این توده‌‌‌ها آن‌ها را به‌‌‌سمت یکدیگر کشید، و دانه‌‌‌هایی رو به رشد از سیارات را تشکیل داد. زمانی که این پیش‌‌‌سیاره‌‌‌ها (Protoplanet) به‌‌‌اندازه‌‌‌ی کافی بزرگ شدند، به جذب [[غبار]] و گاز از ابر اطراف پرداختند. برخی از توده‌‌‌های کوچک‌‌‌تر دور سیاره‌‌‌ها می‌‌‌چرخیدند و به قمر آن‌ها تبدیل شدند. ممکن است اختلالات دو‌‌‌جانبه در کمربند کنونی سیارک‌‌‌ها، از رشد سیاره در آنجا جلوگیری کرده باشد. علاوه بر این، تشدید می‌‌‌تواند قانون تیتوس-بُده را توضیح دهد؛ به عبارتی، سیاره‌‌‌ها تنها می‌‌‌توانستند در نواحی خیلی محدودی رشد کنند.

توزیع دما در ابر اولیه، اختلاف ترکیب شیمیایی را در سیارات توضیح می‌‌‌دهد. عناصر فرّاری چون [[هیدروژن]] و [[هلیوم]]، و یخ‌‌‌ها، تقریباً به طور کامل در سیاره‌‌‌های درونی غایب‌‌‌اند. سیاره‌‌‌ها از [[عطارد]] تا مریخ، از صخره ساخته شده‌‌‌اند، یعنی ماده‌‌‌ای نسبتاً سنگین که در دمای بالاتر از چگال می‌‌‌شود. فراوانی نسبی این ماده در سحابی نخستین، تنها ۰/۴٪ بود. از این رو، جرم سیاره‌‌‌های زمین‌سان نسبتاً کم است. بیش از ۹۹٪ از ماده‌‌‌ی ابتدایی زیاد آمد.

در فاصله‌‌‌ی عطارد، دما حدود ۱۴۰۰K بود. در این دما، ترکیبات آهن و نیکل چگالش خود را آغاز می‌‌‌کنند. بیش‌ترین فراوانی نسبی این ترکیبات در عطارد دیده می‌‌‌شود؛ و کم‌ترین فراوانی نسبی مربوط به مریخ است، جایی که دما تنها ۴۵۰K بود. به همین ترتیب، مقدار اکسید آهن FeO در مریخ نسبتاً زیاد است، در حالی که عملاً این ماده در عطارد وجود ندارد.

در فاصله‌‌‌ی زحل، دما آنقدر پایین بود که امکان شکل‌‌‌گیری اجسامی از یخ وجود داشت. برای مثال، برخی از قمرهای زحل از یخِ آب ساخته شده‌‌‌اند. با توجه به اینکه ۹۸/۲٪ از ماده‌‌‌ی نخستین را هیدروژن و هلیوم تشکیل می‌‌‌دادند، فراوانی این عناصر در مشتری و زحل نزدیک به همین مقدار است. با وجود این در فاصله‌‌‌ی اورانوس و نپتون، اهمیت نسبی انواع یخ‌‌‌ها بیش‌‌‌تر است، و احتمالاً مقدار زیادی از جرم این دو سیاره به آب تعلق دارد.

پس از تشکیل سیاره‌‌‌ها، مقدار زیادی گرما به ‌‌‌وسیله‌‌‌ی بمباران‌‌‌های شهاب‌‌‌سنگی، انقباض سیاره و تلاشی رادیو اکتیو فراهم گردید. این گرما برخی از سیارات زمین‌سان را تا حدی ذوب کرد و در نتیجه، پدیده‌‌‌ی تفریق مواد رخ داد: عناصر سنگین‌‌‌تر به مرکز سیاره فرو رفتند و سبک‌‌‌ترها روی سطح شناور ماندند.

موادی که پس از تشکیل سیارات، اضافه آمد، بین آن‌ها سرگردان بود. اختلال‌‌‌های سیاره‌‌‌ای باعث شد اجسامی که در مدارهای ناپایدار بودند، به سیاره‌‌‌ها برخورد کنند؛ یا اینکه مانند اجسامی که هم‌‌‌اکنون در [[ابر اورت]] هستند، به لبه‌‌‌های بیرونی منظومه شمسی پرتاب شوند. سیارک‌‌‌ها در مدارهای پایدار خود باقی ماندند. در حاشیه‌‌‌ی منظومه شمسی نیز، اجسامی از یخ و غبار، مانند اجسام [[کمربند کوییپر|کمربند کویپر]]، توانستند جان سالم به‌‌‌در برند.

آغاز واکنش‌‌‌های هسته‌‌‌ای خورشیدی، به معنی پایان فرایند تشکیل سیارات بود. خورشید در مرحله‌‌‌ی تی‌‌‌ گاو (T Tauri Phase) قرار داشت و مقدار زیادی از جرم خود را به‌‌‌صورت باد شدید خورشیدی از دست داد. نرخ اتلاف جرم، <sup>۷-</sup> ۱۰ جرم خورشید، در سال بود. اما این مرحله چندان طول نکشید و تمام جرم تلف شده از ۰/۱ جرم خورشید تجاوز نکرد. باد خورشیدی، گاز و [[غبار بین‌‌‌سیاره‌‌‌ای]] را دور کرد، و فرایند برافزایش گاز و تشکیل سیارات به انتها رسید.

[[باد خورشیدی]] و [[فشار تابشی]] هیچ اثری بر ذرات ریز با ابعاد میلی‌متر و سانتیمتر ندارد. اما [[اثر پوینتینگ-روبرتسون]] (Poynting-Robertson Effect )، این ذرات را به‌‌‌آرامی به‌‌‌سمت خورشید سوق می‌‌‌دهد. این اثر را نخستین بار، جان پوینتینگ (John P. Poynting ) در سال ۱۹۰۳ معرفی کرد. پس از وی، اچ پی روبرتسون (H.P. Robertson ) آن‌‌‌را با استفاده از نظریه‌‌‌ی [[نسبیت]] استخراج نمود. زمانی که یک جسم کوچک، تابش را جذب و گسیل می‌‌‌کند، تکانه‌‌‌ی زاویه‌‌‌ای مداری خود را از دست می‌‌‌دهد. در نتیجه، این جسم در یک مسیر حلزونی به‌‌‌ خورشید نزدیک می‌‌‌شود. در فاصله‌‌‌ی کمربند سیارک‌‌‌ها، این فرایند تنها حدود یک میلیون سال طول می‌‌‌کشد.[۲]

== منابع ==
1. کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ [http://astronomy2012.blogfa.com/]

2. کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_(%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8)] [http://astronomy2012.blogfa.com]