![cover image](https://wikiwandv2-19431.kxcdn.com/_next/image?url=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/87/LH_95.jpg/640px-LH_95.jpg&w=640&q=50)
Nebularhypotesen
From Wikipedia, the free encyclopedia
Nebularhypotesen er innen kosmologien den mest aksepterte modellen som forklarer solsystemets opprinnelse og utvikling. Det er dokumentert at denne hypotesen først ble foreslått i 1734 av Emanuel Swedenborg.[1][2][3][lower-alpha 1] Denne hypotesen ble opprinnelig bare brukt om vårt eget solsystem, men det antas at denne modellen er gjeldende i hele universet.[4] Den bredt aksepterte moderne varianten av nebularhypotesen er Solar Nebular Disk Model (SNDM) eller bare Solar Nebular Model.[5]
Artikkelen inngår i serien om |
---|
![]() |
Objektklasser |
Interstellar materie |
Teoretiske konsepter |
Opprinnelig massefunksjon |
Ifølge nebularhypotesen, dannes stjerner i massive og kompakte skyer av molekylær hydrogen – gigantmolekylskyer (GMC). De er gravitasjonelt ustabile, og materien vokser sammen til mindre, tettere klumper innenfor skyen. Disse fortsetter så å kollapse og danner stjerner. Stjernedannelse er en kompleks prosess som alltid produserer protoplanetariske skiver av gass rundt de unge stjernene. Dette kan gi grunnlag for planeter under visse omstendigheter, men disse omstendighetene vet man ikke mye om. Derfor antas det at dannelsen av planetsystemer er en naturlig del av stjernedannelsen. En sollignende stjerne bruker vanligvis 100 millioner år på å dannes.[4]
Den protoplanetariske skiven er en akkresjonsskive som fortsetter å mate den sentrale stjernen. Skiven er i utgangspunktet svært varm, men avkjøles under det som er kjent som T Tauri-stjerne-fasen, hvor dannelsen av små støvkorn av steiner og iser er mulig. Støvkornene kan etter hvert samles til planetesimaler med størrelse på en kilometer. Hvis skiven er massiv nok, vil akkresjonen begynne og føre til en rask – 100 000–300 000 år – dannelse av planetembryo på størrelser som månen til Mars. Nær stjernen går embryoene gjennom en fase med voldsomme sammenslåinger som kan gi noen få legemer lignende terrestriske planeter. Den siste fasen tar rundt 100 millioner til en milliard år.[4]
Dannelsen av kjempeplaneter er en mer komplisert prosess. De antas å oppstå utenfor den såkalte snølinjen, hvor planetembryoer primært består av ulike væsker i isform. Som et resultat er de flere ganger så massive enn legemene i den indre delen av den protoplanetariske skiven. Hva som følger etter dannelsen av embryoene er ikke helt klart. Noen embryoer synes dog å fortsette å vokse til de når legemer på størrelse med 5–10 jordmasser – terskelverdien som er nødvendig for å starte akkresjon av hydrogen–helium-gass fra skiven.
Kjernens akkumulering av gass er i begynnelsen en sakte prosess som pågår i flere millioner år, men etter at protoplaneten når ca. 30 jordmasser, akselererer prosessen på en løpsk måte. Planeter som ligner på Jupiter og Saturn antas å akkumulere hoveddelen av massen i løpet av bare 10 000 år. Akkresjonen stopper når gassen er oppbrukt. De dannede planetene kan forflytte seg over lange avstander under eller etter dannelsen. Iskjempene som Uranus og Neptun antas å være mislykkede kjerner som ble dannet for sent, når skiven nesten hadde forsvunnet.[4]