Небуларна хипотеза

С Википедије, слободне енциклопедије

Уметничко виђење прасунчеве маглине.
Слика са Свемирског телескопа Хабла који приказује протопланетарне прстенове у Орионовој маглини (Мессиер 42), који вероватно у знатној мери наликују стању какво је владало у прасунчевој маглини при стварању нашег Сунчевог система.

Небуларна хипотеза, небуларна теорија или Кант-Лапсова хипотеза је назив за прве расправе из 18. века о настанку Сунчевог система из облака материје који је лебдео у свемиру. Према замисли Имануела Канта објављеној у делу Општа историја природе и теорија неба (нем. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, 1755) хладни облак прашине стезао се због властите привлачне гравитационе силе и притом се почео вртети.[1][2] Прву математички образложену небуларну теорију поставио је Пјер Симон Лаплас у делима Систем света (фра. Exposition du système du monde, 1796) и Небеска механика (фра. Mécanique Celeste, 1799. – 1825). Прасунце је замислио као ужарену маглину која се врти. Претпоставио је да се вртња убрзавала како се маглина стезала те да су се спољашњи делови маглине због велике центрифугалне силе одвајали у облику прстенова, хладили и удаљавали од средишта. Од прстенова су настајале планете, а њихови су сателити настајали једнаким процесом при убрзавању ротације планета.[3] Претпоставио је да су удаљеније планете старије од планета ближих Сунцу. Опажена кретања Сатурнових сателита и прстена била су у складу с Лапласовом хипотезом, али је угаона количина кретања Сунца била мања од очекиване то јест према Лапласовој хипотези Сунце би се требало вртети знатно брже.[4]

Према небуларној хипотези, звезде се формирају у масивним и густим облацима молекуларног водоника—гигантским молекуларним облацима (ГМЦ). Ти облаци су гравитационо нестабилни, и материја се спаја унутар њих у мање гушће накупине, које затим ротирају, колапсирају, и формирају звезде. Формирање звезда је комплексан процес, који увек производи гасне протопланетарне дискове, проплиде, око младе звезде. То може довести до рађања планета у одређеним околностима, које нису довољно познате. Сматра се да је формирање планетарних система природни исход формирања звезда. Формирање звезде попут Сунца се обично одвија током периода од око 1 милиона година, док протопланетарни диск еволуира у планетарни систем током следећих 10–100 милиона година.[1]

Протопланетарни диск је акрециони диск који храни централну звезду. Иницијално веома врућ, диск се касније хлади у оно што је познато као стадијум Т Таури звезда; овде је могуће формирање малих зрна прашине од камена и леда. Та зрна се на крају коагулишу у планетезимале километарске величине. Ако је диск довољно масиван, долази до независног срастања, које доводи током периода од 100.000 до 300.000 година до формирања планетарних ембриона у распону величина од Месеца до Марса. У близини звезде, планетарни ембриони пролазе кроз стадијум насилног спајања, чиме се формира неколико терестичких планета. Задњи ступањ исто тако траје око 100 милиона до милијарду година.[1]

Формирање гигантских планета је компликованији процес. Сматра се да се одвија изван линије мраза, при чему су планетарни ембриони углавном састављени од разних типова леда. Резултат тога је да су они неколико пута масивнији од унутрашњег дела протопланетарног диска. До чега долази након ембрионског формирања није потпуно јасно. Изгледа да неки ембриони настављају да расту и да коначно досежу праг вредности од 5–10 Земљиних маса, што је неопходно да би започело нагомилавање воднично–хелијумског гаса око диска.[5] Акумулација гаса око језгра је у почетку спор процес, који се наставља током неколико милиона година, али након што формирајућа протопланета досегне око 30 Земљиних маса (M🜨) процес се знатно убрзава. Сматра се да су планете попут Јупитера и Сатурна акумулирале највећи део њихове масе током само 10.000 година. Акреција се зауставља када се гас исцрпи. Формиране планете могу да мигрирају преко великих растојања током или након њиховог формирања. Сматра се да су ледени џинови попут Урана и Нептуна неуспела језгра, која су формирана сувише касно кад је диск већ скоро био нестао.[1]

Данашње виђење небуларне теорије[уреди | уреди извор]

Данашњи став резултат је искуства бројних истраживача, провереног непосредним подацима о физичком стању тела, о саставу њихових атмосфера, рељефу, хемијској и минералошкој структури, радиоактивном датирању, магнетском пољу, гравитацијском пољу. Од теорије Имануела Канта (1755) и Пјер Симона Лапласа (1796) преузета је идеја о настанку Сунца и планета из међузвездане маглине (небуларна теорија). Кант је пошао од предоџбе хладног облака прашине у којем се приликом гравитацијског стезања ротација јавља сама од себе - што није могуће (унутарње силе не могу од хаотичног кретања да доведу до уређеног). Кант не иде даље од општих природословно-филозофских поставки. Лапласова теорија је прва метаматички обрађена теорија. Лаплас претпоставља да већ постоји усијана маглина која ротира те прати како се маглица хлади, стеже и убрзава вртњу. Данашњи след аргумената је друкчији: маглица се не стеже због хлађења, већ због превласти гравитацијског привлачења, а притом се, уз убрзање ротације, гравитацијском енергијом загрева. Када постигну брзину кружења, спољашњи делови маглине више не притискају на средишње делове. Постали су самостални и имају облик прстена. Средишња се маса даље стеже и тиме раздваја од прстена. Од прстена настају планете. Планете би тако морале настати поступним стезањем средишње масе која за собом редом оставља прстенове. А сателити би морали настати истим процесом при убрзавању ротације планета, која је по Лапласу на почетку такође гасовита. Постоји још један битан недостатак теорије. Оставивши самосталан прстен, централна маса би при стезању требала да задржи већи део угаоне количине кретања. Доказ против теорије је и кретање Сатурна и његових прстенова: унутарњи делови Сатурнова прстена крећу се брже од Сатурнове површине; слично се и Фобос креће брже од Марсове површине. По данашњем тумачењу небуларне теорије маглина не долази у стање нестабилности због ротације. Осим тога, у одвојеном прстену пре ће доћи до ретроградне ротације планета него до директне. Теорије Канта и Лапласа напуштене су почетком 20. века углавном стога што нису успеле да исправно предвиде расподелу количине кретања.[6]

Види још[уреди | уреди извор]

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ а б в г Монтмерле, Тхиеррy; Аугереау, Јеан-Цхарлес; Цхауссидон, Марц; et al. (2006). „Солар Сyстем Форматион анд Еарлy Еволутион: тхе Фирст 100 Миллион Yеарс”. Еартх, Моон, анд Планетс. 98 (1–4): 39—95. Бибцоде:2006ЕМ&П...98...39М. дои:10.1007/с11038-006-9087-5. 
  2. ^ Пудритз, Ралпх Е. (2002). „Цлустеред Стар Форматион анд тхе Оригин оф Стеллар Массес”. Сциенце. 295 (5552): 68—75. Бибцоде:2002Сци...295...68П. ПМИД 11778037. дои:10.1126/сциенце.1068298. 
  3. ^ Wоолфсон, M.M. (1993). „Солар Сyстем – итс оригин анд еволутион”. Q. Ј. Р. Астрон. Соц. 34: 1—20. Бибцоде:1993QЈРАС..34....1W.  Фор детаилс оф Кант'с поситион, сее Степхен Палмqуист, "Кант'с Цосмогонy Ре-Евалуатед", Студиес ин Хисторy анд Пхилосопхy оф Сциенце 18:3 (Септембер 1987), пп.255-269.
  4. ^ Кант-Лаплацеова хипотеза (небуларна хипотеза), [1] "Хрватска енциклопедија", Лексикографски завод Мирослав Крлежа, www.енциклопедија.хр, 2015.
  5. ^ D'Ангело, Г.; Боденхеимер, П. (2013). „Тхрее-Дименсионал Радиатион-Хyдродyнамицс Цалцулатионс оф тхе Енвелопес оф Yоунг Планетс Ембеддед ин Протопланетарy Дискс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 778 (1): 77 (29 пп.). Бибцоде:2013АпЈ...778...77Д. арXив:1310.2211 Слободан приступ. дои:10.1088/0004-637X/778/1/77. 
  6. ^ Владис Вујновић : "Астрономија", Школска књига, 1989.

Литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

Небуларна хипотеза на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebularna_hipoteza&oldid=27675207”