kosmogonia


kosmogonia

Määritelmä aurinkokunnan syntyä ja kehitystä koskeva tähtitieteen ala

Selite Nykykäsityksen mukaan aurinkokunnan synty liittyy läheisesti tähtien syntyprosessiin. Joidenkin tähtien ympäriltä on löydetty pölykiekkoja, joiden ajatellaan olevan planeettakunnan esiasteita. Mahdollisesti myös muutamia planeettoja on löydetty, joskin nämä havainnot ovat vielä epävarmoja. Toistaiseksi meillä ei ole kuin yksi tutkittava esimerkki: oma aurinkokuntamme.

Vaikka ensi silmäyksellä aurinkokunnan yksityiskohtien määrä vaikuttaakin suurelta, voidaan kuitenkin erottaa joukko yleispiirteitä, jotka ovat seurausta aurinkokunnan synnystä. Syntyteorian olisi pystyttävä selittämään ainakin seuraavat havaitut ominaisuudet:

Kaikkien planeettojen radat ovat lähes samassa tasossa, joka on sama kuin Auringon ekvaattorin taso.
Planeettojen radat ovat lähes ympyröitä.
Planeetat kiertävät samaan suuntaan, joka on myös Auringon pyörimissuunta.
Planeetat pyörivät akselinsa ympäri samaan suuntaan (poikkeuksena Venus ja Uranus).
Aurinkokunnan impulssimomentti on jakautunut siten, että planeetoilla on noin 99 % impulssimomentista, vaikka niiden massa on vain noin 0.15 % koko aurinkokunnan massasta.
Maankaltaisten ja jättiläisplaneettojen väliset erot ja paikka aurinkokunnassa.
Kivien ja jäiden suhteellisen osuuden muuttuminen etäisyyden funktiona.

Joskus tähän listaan liitetään myös empiirinen Titiuksen-Boden laki, joka antaa planeettojen likimääräiset etäisyydet Auringosta.

Maailman ja aurinkokunnan syntyteorioita on ollut kautta aikain, mutta mytologioiden tarinat tuskin selittävät edellä esitettyjä ominaisuuksia. Usein ensimmäisenä "tieteellisenä" teoriana mainittu ranskalaisen filosofin René Descartes'n pyörreteoria vuodelta 1644 puolestaan pyrki selittämään aurinkokunnan kappalten liikkeitä, eikä se suoranaisesti liittynyt aurinkokunnan syntyyn.

Ensimmäiset varsinaiset aurinkokunnan syntyteoriat ilmestyivät 1700-luvulla. Immanuel Kant esitti vuonna 1755 nebulaarihypoteesin, jonka mukaan aurinkokunta on syntynyt tiivistymällä suuresta pyörivästä kaasu- ja pölypilvestä. Pierre Simon de Laplace puolestaan arveli vuonna 1796, että Auringon kutistuessa sen ekvaattorilta irtosi kaasurenkaita, joista aurinkokunnan kappaleet sittemmin muodostuivat.

Teoriat selittivät hyvin jotkin edellä luetelluista piirteistä. Vakavin ongelma oli impulssimonentin jakauma: jos aurinkokunta olisi syntynyt kutistuvasta kaasupilvestä, Auringon pyörimisnopeuden pitäisi olla nykyistä huomattavasti suurempi.

Jo vuonna 1745 oli Georges Louis Leclerc de Buffon esittänyt, että planeetat ovat syntyneet jättiläismäisen Aurinkoon törmänneen komeetan irrottamasta aineesta. Buffonin komeetan tilalle vaihtui sittemmin tähti. Mm. Bickerton (1880), Chamberlin (1901) ja Moulton (1905) selittivät planeettojen syntyneen Auringon ja toisen tähden lähekkäisen kohtaamisen seurauksena kun vuorovesivoimat irrottivat ainetta tähtien pinnalta.

Jos tähtitiheydeksi oletetaan Auringon lähiympäristön nykyinen tiheys (noin 0.15 tähteä kuutioparsekissa) ja tähtien keskinäiseksi nopeudeksi 20 km/s, on Linnunradan elinaikana ehtinyt tapahtua vain muutamia kohtaamisia. Aurinkokunnat olisivat siis äärimmäisen harvinaisia. Lisäksi Auringosta pakenevat kuumat kaasut eivät muodosta planeettoja, vaan kaasut hajoavat avaruuteen. Vaikka planeettoja saataisiinkin aikaan, ei teoria kuitenkaan selitä eroja planeettojen rakenteessa ja koostumuksessa.

Nykyisin onkin palattu kehitysteorioihin, joiden ehkä suurin ongelma, impulssimomentin jakauma, on tyydyttävästi ratkaistu. Magneettikenttä ja voimakas aurinkotuuli siirtävät impulssimomentin syntyvästä tähdestä sitä ympäröivään kaasuun.

Meteoriittien, Kuusta tuotujen näytteiden ja maapallon kivien iät voidaan määrittää radioaktiivisilla mittauksilla. Vanhimmat maapallolta tavatut kivet ovat noin 3.7 miljardin vuoden ikäisiä, mutta kuu- ja meteoriittinäytteistä on löydetty jonkin verran vanhempiakin kiviä. Maapallon kivien syntyyn voidaan arvioida kuluneen vajaa miljardi vuotta itse maapallon synnystä.

Aurinkokunnan iäksi arvioidaan nykyisin noin 4.6 miljardia vuotta. Toisaalta tiedetään, että Linnunrata on vähintään kaksi kertaa näin vanha, joten olosuhteet ovat tuskin merkittävästi muuttuneet aurinkokunnan syntyajoista. Juuri syntyneitä tai syntymässä olevia tähtiä tutkimalla saadaan samalla tietoa myös aurinkokunnan alkuperästä.

Se interstellaarinen kaasu- ja pölypilvi, josta Aurinko ja aurinkokunta syntyi, oli saanut heliumia raskaampia alkuaineita aiemmilta tähtisukupolvilta. Niinpä näkemämme aine on joskus ollut osana jotain tähteä. Jokin paikallinen häiriö, esimerkiksi läheisen supernovaräjähdyksen shokkiaalto, aiheutti paine-eron pilven eri osien välille. Jos tihentymä oli Jeansin massaa suurempi, pilvi alkoi kutistua oman painovoimansa vaikutuksesta.

Pilven keskiosa - nykyisen Auringon esiaste - kutistui kaikkein nopeimmin. Samalla sen lämpötila nousi, mutta lämpötilan myötä kasvava kaasun paine ei kuitenkaan voinut kokonaan pysäyttää kutistumista. Pilven pyörimisen vuoksi hiukkaset törmäilivät toisiinsa, jolloin ne menettivät energiaansa ja vajosivat nopeasti samaan tasoon. Alunperin lähes pallomaisesta pilvestä syntyi näin litteä järjestelmä, joka selittää sen, että planeettojen radat ovat lähes samassa tasossa.

Keskellä olevan alkuauringon massa oli jonkin verran nykyistä suurempi ja sen ympärillä olevassa kiekossa, josta planeetat sittemmin syntyivät, oli ehkä kymmenesosa Auringon massaa. Kaukana näiden ulkopuolella oli vielä alkuperäistä kaasu- ja pölypilveä, joka edelleen kutistui kohti keskustaa. Alkuaurinko menetti impulssimomenttiaan ympäröivälle kaasupilvelle magneettikentän välityksellä. Myöhemmin ydinreaktioiden alettua lisää impulssimomenttia poistui voimakkaan aurinkotuulen mukana. Tuloksena oli Auringon nykyinen hidas pyörimisnopeus.

Kiekossa tapahtui jatkuvasti hiukkasten välisiä törmäyksiä. Vähitellen syntyi suurempia kasautumia hiukkasten takertuessa toisiinsa. Nämä tiivistymiskeskukset törmäilivät edelleen toisiinsa, muodostaen 10⁸ vuoden kuluessa nykyisten asteroidien suuruisia kappaleita, planetesimaaleja. Painovoiman vaikutuksesta nämä kerääntyivät yhä suuremmiksi muodostaen lopulta planeettojen luokkaa olevia kappaleita. Näitä kiertämään jäi vielä lukuisia pienempiä kappaleita, kuita. On mahdollista, että jättiläisplaneetat Jupiter ja Saturnus muodostuivat ensin. Näiden aiheuttamien resonanssien vuoksi muut planeetat saattoivat syntyä vain tietyille etäisyyksille; tämä ehkä selittää Titiuksen-Boden lain. Toisaalta Marsin ja Jupiterin väliselle alueelle ei voinut muodostua suurta planeettaa Jupiterin voimakkaiden häiriöiden vuoksi.

[kucva] a) Aurinkokunta syntyi pyörivästä kaasu- ja pölypilvestä, jonka alkuperäinen massa oli 2-3 kertaa Auringon nykyinen massa.
b) Keskiosat kutistuivat reunoja nopeammin. Syntyvän Auringon ympärille muodostui kaasu- ja pölykiekko.
c) Pölyhiukkasten törmäillessä toisiinsa syntyi suurempia hiukkasia. Hiukkaset vajosivat nopeasti samaan tasoon muodostaen hyvin litteän kiekon.
d) Hiukkaset kasautuivat yhä suuremmiksi muodostelmiksi, likimain nykyisten asteroidien kokoisiksi.
e) Löyhät ainekasautumat muodostivat vähitellen planeetan kokoisia kasautumia.
f) Alkuplaneetan massan kasvaessa se pystyi keräämään kaasua ympäröivästä pilvestä.
g) Voimakas aurinkotuuli puhalsi jäljellejääneen kaasun ja pölyn pois --- planeettojen muodostuminen päättyi.

Haihtuvuuden perusteella aurinkokunnan aine voidaan karkeasti jakaa kolmeen ryhmään: kaasut, lähinnä vety ja helium, jotka kiinteytyvät vasta lähellä absoluuttista nollapistettä ja joita on noin 98.2 % koko aurinkokunnan aineesta, jäät, jotka sulavat noin 160 K:n lämpötilassa alkunebulan paineessa ja joita on noin 1.4 %, sekä kivet, noin 0.4 %, jotka sulavat vasta yli 1000 K:n lämpötiloissa. <

Planeetat Marsiin saakka ovat muodostuneet pääasiassa kivistä. Syntyhetkellä lämpötila on tällä alueella ollut liian korkea, jotta kaasut ja jäät olisivat voineet sitoutua planeetoiksi. Tällä alueella on siis yli 99 % aineesta jäänyt planeettojen ulkopuolelle. Lämpötilajakauma näkyy mm. planeettojen koostumuksessa. Merkuriuksen etäisyydellä lämpötila oli laskenut alle 1400 K, jolloin rauta-nikkeli -yhdisteet alkoivat tiivistyä nebulasta. Fe-Ni -yhdisteet muodostavatkin Merkuriuksen massasta noin 60 %. Ulospäin mentäessä muiden aineiden osuus kasvaa. Maapallon etäisyydellä lämpötila oli noin 600 K ja Marsin lähellä enää noin 450 K. Maan vaipassa on rauta(II)oksidia FeO noin 10 %. Marsissa FeO:a on huomattavasti enemmän, kun taas Merkuriuksessa sitä on tuskin lainkaan.

Jupiterin ja Saturnuksen etäisyydellä lämpötila oli jo niin alhainen, että jäästä muodostuneita kappaleita saattoi syntyä. Näistä ovat esimerkkeinä vaikkapa muutamat Saturnuksen kuut. Jättiläisplaneetat keräsivät ympäröivästä pilvestä kaasua, joka myös säilyi planeetan ympärillä, koska ne ovat suhteellisen kaukana Auringosta. Jupiterin massasta vetyä ja heliumia on noin neljä viidesosaa, Saturnuksesta noin kaksi kolmasosaa ja Uranuksesta ja Neptunuksesta noin 20 %.

[kuva] Lämpötilajakauma aurinkokunnassa planeettojen synnyn aikana. Pilven lämpötila määräsi, mitä aineita planeettoihin saattoi tiivistyä. Kuvaan on merkitty joidenkin yhdisteiden tiivistymislämpötilat.

Meteoriittien jatkuvat törmäykset, planeetan kutistuminen painovoimansa alla ja suhteellisen lyhytikäisten radioaktiivisten ydinten hajoaminen tuottivat huomattavan määrän lämpöä. Lämpeneminen johti planeettojen osittaiseen sulamiseen. Seurauksena oli aineen differentioituminen: raskaimmat aineet vajosivat keskelle ja kevyt kuona nousi pinnalle.

Noin puoli miljardia vuotta jatkuneen meteoriittipommituksen jäljet näkyvät vielä useimmissa aurinkokuntamme kiinteissä kappaleissa. Tältä ajalta ovat peräisin esimerkiksi Kuun meret. Maapallolta ovat meteoriittikraatterit kadonneet lähes kokonaan pinnan uusiutumisen ja ilmaston vuoksi.

Suurten planeettojen häiriöt aiheuttivat "ylijääneiden" planetesimaalien törmäämisen planeettoihin tai jopa sinkoutumisen ulos aurinkokunnasta. Jäljelle jäivät lähinnä nykyiset stabiileilla radoilla olevat asteroidit. Aurinkokunnan ulko-osiin muodostui runsaasti harva-aineisia pienkappaleita, komeettoja. Ne ovat jopa 100 000 AU:n etäisyydelle ulottuvassa Oortin pilvessä. Tästä pilvestä joutuu silloin tällöin komeettoja Aurinkoa lähelle tuleville radoille.

Planeettojen synty päättyi Auringon ydinreaktioiden alkaessa. Tällöin Aurinko oli T Tauri -vaiheessa. jolloin se menetti massaansa ja impulssimomenttiaan voimakkaan aurinkotuulen mukana. Massan menetys oli noin 10^-6 Auringon massaa vuodessa, yhteensä ehkä alle 0.1 Auringon massaa. Aurinkotuuli "puhalsi" pois planeettainväliseen avaruuteen jääneen kaasun ja pölyn, joten planeetat eivät voineet enää kerätä lisää ainetta.

Suuremmat, muutaman millimetrin tai senttimetrin läpimittaiset kappaleet eivät voi kulkeutua pois säteilypaineen vaikutuksesta kuten pöly ja kaasu, mutta ne katoavat suhteellisen nopeasti toisenlaisen ilmiön seurauksena. Hiukkasen absorboidessa ja emittoidessa säteilyä se samalla menettää rataimpulssimomenttiaan. Rata pienenee ja hiukkanen joutuu näin vähitellen Aurinkoon. Ilmiö tunnetaan Poyntingin-Robertsonin efektinä. Sen esitti ensimmäisenä John H. Poynting vuonna 1903 ja myöhemmin Howard P. Robertson esitti ilmiölle tarkemman johdon suhteellisuusteorian avulla. Suuri osa jopa asteroidivyöhykkeen etäisyydellä kiertävistä hiukkasista joutuu Aurinkoon muutamassa sadassa tuhannessa tai miljoonassa vuodessa. Niinpä nykyisin maapallolla meteoreina nähtävien pikkukappaleiden on täytynyt syntyä huomattavasti aurinkokuntaa myöhemmin.

Erikieliset vastineet

cosmogony

englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 15.11.2024: Tähtitiede:kosmogonia. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:kosmogonia.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →