Kasautumisteoria
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
Kasautumisteoria on johtava aurinkokunnan syntyä selittävä teoria. Sen mukaan alkuauringon ympärille muodostui kaasusta ja pölystä kiekko, jossa pöly vajosi painovoiman ja kaasun viskositeetin vaikutuksesta päiväntasaajan tasoon. Pölystä syntyi planetesimaaleja, komeetan tai pienen asteroidin kokoisia kappaleita, jotka törmätessään pienempiin kappaleisiin, pölyyn ja toisiinsa kasautuivat edelleen Kuun ja Marsin kokoisiksi kappaleiksi, tuottaen lopulta protoplaneettoja, joista aurinkokuntamme on muodostunut.
Kasautumisteorian ongelma on ollut kehityksen aikaskaala, aurinkosumun, tiedetään olleen lyhytikäinen ja kaasun poistuneen nopeasti alkuauringon ympäriltä ydinreaktioiden alettua ja aurinkotuulen voimistuttua. Tällöin jättiläisplaneettojen, kuten Jupiterin ja Saturnuksen syntyyn tarvittava kaasu on poistunut aurinkokunnasta.
Näin on vaikea selittää, miten Jupiter ja Saturnus ehtivät kerätä kaasuvaippansa ennen kuin aurinkotuuli puhalsi kaasun pois. Tämä on aikaskaalaongelma, jonka ratkaisu ei ole täysin selvinnyt. On kuitenkin todennäköistä, että jättiläisplaneettojen synty on ollut saanut nopean kasautumisvaiheen jälkeen vauhtia gravitaatioinstabiilisuudeksi kutsutusta prosessista, jossa massiiviset planeetat keräävät itseensä kaasua painovoiman avulla sitä nopeammin mitä massiivisempia ne ovat. Tällöin riittää, että jättiläisplaneetat olisivat saavuttaneet kaasun keräämiseen tarvittavan massan (noin 10 Maan massaa), minkä jälkeen ne olisivat kasvaneet hyvin nopeasti nykyiseen kokoonsa eikä kaasun poistuminen olisi enää vaikuttanut. Muilta osin teoria selittää Aurinkokunnan piirteet hyvin ja on yleisesti hyväksytty planeettojen syntyä kuvaava teoria. Uusien laskujen mukaan joillakin parametreilla Jupiter olisi syntynyt jopa alle miljoonassa vuodessa.lähde? Kasautumisteorian avulla on mahdollista selittää myös muiden planeettakuntien synty ilman suurempia ongelmia.
Kasautumisteoriaa tukevat havainnot muokkaa
- Kertymäkiekon muodostuminen
Kertymäkiekkoja on havaittu lähes jokaisen nuoren tähden ympäriltä joko pölyn aiheuttamasta tähden säteilyn himmenemisestä tai infrapuna-alueella havaitusta infrapuna ylimäärästä (engl. infrared excess), joka viittaa tähden ympärillä olevaa pöly- ja kaasukiekkoon.
- Pölyn kasautuminen
Laboratoriossa on onnistuttu varmistamaan, että pölyhiukkaset ja suuremmatkin kappaleet (aina senttimetrien kokoluokkaan asti) takertuvat helposti toisiinsa muodostaen suurempia kappaleita ja hiukkasia. Aivan pienimmässä mittakaavassaan kasautuminen on fraktaalista ja hiukkaset suorastaan liimautuvat toisiinsa.
- Tietokonesimulaatiot
Tietokonesimulaatioiden avulla on varmistettu, että kun useiden metrien tai kilometrien kokoiset kappaleet törmäävät toisiinsa, ne muodostavat vielä suurempia kappaleita, siitäkin huolimatta, että osa kappaleiden aineesta pirstaloituu ja lentää törmäyksen voimasta kauemmas.
- Havaitut planeettakunnat
Muiden planeettakuntien eli eksoplaneettakuntien havainnoista on saatu viitteitä asteroidivyöhykkeiden olemassaolosta. Myös tämä tukee kasautumisteoriaa, sillä asteroidien muodostumiseen kasautumisteoria on käytännössä ainoa vaihtoehto. Myös oman aurinkokuntamme asteroidivyöhyke ja Kuiperin vyöhyke ovat osoituksia kasautumisteorian oikeellisuudesta, sillä ne edustavat jäänteitä alkuperäisestä pölystä, joka ei vain päässyt, syystä tai toisesta, kasautumaan planeetoiksi asti.
Kasautumisteorian matematiikkaa muokkaa
Kasautumisteoriaa on tutkittu tietokoneilla kahdesta lähtökohdasta käsin. Alussa eiplanetaarinen kiekko koostuu kaasusta ja suuresta määrästä toisiinsa törmäileviä pölyhiukkasia. Suuria kappalemääriä on käsitelty yksinkertaisilla "hiukkanen laatikossa" -systeemeillä, jossa nopeudella v liikkuva hiukkanen kasaa itselleen massa m ajassa t. Matemaattisesti yhden hiukkasen ajatellaan likkään kuin liikkuvan saman kuvitteellisen laatikon sisällä energiaansa menettämättä. Tässä tapauksessa yksittäinen hiukkanen ei käytännössä vaikuta vetovoimallaan triljooniin kiekon muihin hiukkasiin. Hiukkasten kasvunopeuteen vaikuttaa tässä tapauksessa hiukkasten keskinäiset nopeudet ja hiukkastiheys. Hiukkasten keskinäisiin nopeuksiin vaikuttavat ratojen soikeudet ja kaltevuudet.
Toisaalta kasautumismallin loppuvaiheessa, oligarkkisessa kasvussa, on olennaista suurehkojen kappaleiden toisiinsa kohdistamat radanmuutokset pitkän ajan kuluessa. Kasautumisen lisäksi tapahtuu törmäyksiä, jotka pilkkovat kappaleita. Oletetaan, että suurimmat hiukkset kasvavat jo alkuvaiheessa nopeimmin, kyse on niin sanotusta karkaavasta kasvusta.
Planeettojen kasautumisen vaiheet muokkaa
- Kiinteytyminen ja materiakiekon synty: Kaasu tiivistyy pölyksi, pölyhituset kasvavat kiven kokoisiksi järkäleiksi, kiinteä aines asettuu keskustähteä kiertävän kaasu -ja pölykiekon keskitasoon, meteoriittien kondrien synty[1].
- Planetesimaalien synty Kiven kokoiset kappaleet kasvavat kilometrien läpimittaisiksi planetesimaaleiksi, sisemmillä kiertoradoilla kiertävät planetesimaalit kuumenevat
- Kiihtyvä kasautuminen Kestää noin 100000 vuotta. Kappaleet kiertävät ympyräratoja miltei samassa tasossa, suuret kappaleet kasaavat itseensä pienempiä kappaleita "syöttöalueilta", kappaleet kasvavat noin Kuun kokoisiksi planetesimaaleiksi, kappaleiden vetovoima kerää pienempiä kappaleita laajalta alueelta ns painovoimakeskitys, suurimpien kappaleiden kiihtyvä kasautuminen.
- Oligarkkivaihe: Vaihe kestää noin 100 miljoonaa vuotta. Marsin kokoisten tai suurempien planeetta-alkioiden eli protoplaneettojen synty. Kaasu- ja pölykiekko häviää noin 1-10 miljoonassa vuoden kuluttua, jolloin jättiläisplaneetat ovat jo syntyneet. Suuria protoplaneettojen keskinäisiä törmäyksiä tässä niin sanotussa oligarkkivaiheessa. Törmäysten tuloksena syntyy mm Maan Kuu. Vaiheen päätyttyä myös kiviplaneetat ovat syntyneet.
Katso myös muokkaa
Lähteet muokkaa
- ↑ Planets and Life - The Emerging Science of Astrobiology, Edited Woodruff T. Sullivan III, John A. Baross, Cambridge University Press 2007, First Published 2007 Cambridge, New York, Melbourne, Madrid, Cape Town, Singapore, Sao Paulo, Printed in the United Kingdom at the University Press Cambridge, ISBN 978-0-521-82421-7 hbk, ISBN 978-0-521-53102-3 pbk, http://www.cambridge.org/9780521531023, s. 84
Aiheesta muualla muokkaa
- C.P. Dullemond: The formation of stars and planets 2005. University of Heidelberg. Arkistoitu 4.3.2016. Viitattu 24.3.2012.