Edukira joan

Eguzki-nebulosa

Wikipedia, Entziklopedia askea
Orionen nebulosaren zati txiki bat, eguzki-nebulosa bat gogorarazten duten gasekin.

Eguzki-nebulosa[1] eguzki-sistema eratu zuen gas-hodeia edo akrezio-diskoa izan zen. Immanuel Kant geografo eta filosofo alemanak proposatu zuen hipotesi nebularra 1755ean, eta hipotetizatu zuen eguzki-nebulosa motel biraka zebilela jatorrian. Eguzki-nebulosa hori kondentsatuz joan zen hoztean eta pixkanaka zapalduz, grabitate-indarren eta indar zentripetuaren efektu konbinatuaren ondorioz, denborarekin erdiko izarra eta planetak osatuz. Eredu horretatik abiatuta, Pierre-Simon Laplacek, 1796an, lehen nebulosa birakari batetik abiatuta eguzki-sistemaren eraketari buruzko teoria zehatzagoa, baina ez zuzenagoa, formulatu zuen. Eguzki-nebulosaren baliokidea den kontzeptu modernoa akrezio-diskoarena da. Disko protoplanetarioak edo nebulosa horiek oso izar gazteen inguruan ikusi ahal izan dira.

Hipotesi nebularraren oinarrian dago planeta guztiak Eguzkiaren inguruan noranzko berean orbitatzen dutela, eta ekliptika izeneko plano berean, planoarekiko inklinazio txikiak dituela. Gainera, ekliptikaren planoa bat dator, gutxi gorabehera, eguzki-ekuatorearekin.

Uste da planeta erraldoien ilargiak antzeko prozesu batean sortu zirela, eta, eratzeko, planetak masaz elikatzen zituen akrezio-diskotik abiatuta, hazi egin zirela. Aitzitik, gaur egun uste da Ilargiaren eraketa oso modu desberdinean gertatu zela, Tea izeneko Marteren tamainako protoplaneta batekin talka egin ondoren. Halaber, orbita atzerakoi edo kaotikoetan biratzen diren beste planeten ilargi batzuk asteroideak edo berriki harrapatutako kometen nukleoak dira.

Eguzki-sistemako gorputzen konposizio kimiko eta isotopikoaren arteko desberdintasunei esker, eguzki-nebulosaren hasierako baldintzak azter daitezke. Jotzen da eguzki-nebulosan dagoen materialetik abiatuta planetak eratzeko behar den gutxieneko masa, elementu arinen (hidrogenoa eta helioa) eta Eguzkiarena bezalako elementu astunen konposizioa kontuan hartuta, eguzki-masaren %1ekoa izan daitekeela.

Historia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Pierre-Simon Laplace, eguzki-nebulosaren hipotesiaren sortzaileetako bat.

Munduaren jatorriari eta destinoari buruzko ideiak ezagutzen diren lehen idazkietan jada jasotzen ziren; hala ere, ia denbora horretan, ez ziren saiatu teoria horiek "eguzki-sistema" batekin lotzen, besterik gabe ez zelako pentsatu orokorrean eguzki-sistema existituko zenik, orain ulertzen dugun moduan. Eguzki Sistemaren eraketaren eta bilakaeraren teoriarako lehen urratsa heliozentrismoaren onarpen orokorra izan zen, Eguzkia sistemaren erdian kokatzen baitzuen, eta Lurra haren inguruko orbitan. Kontzeptu hori milurtekotan garatu zen (Aristarko Samoskoak K.a. 250. urtean iradoki zuen. ), baina ez zen onartu XVII. mendearen amaiera arte. "Eguzki-sistema" terminoaren lehen erabilera erregistratua 1704koa da.[2]

Eguzki Sistema eratzeko egungo teoria estandarra, hipotesi nebularra, XVIII. mendean Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant eta Pierre-Simon Laplacek formulatu zutenetik sartu eta atera da eszenatik. Hipotesiari egindako kritika garrantzitsuena itxurazko ezgaitasuna zen Eguzkiak planeten aldean duen momentu angeluar erlatiboa azaltzeko.[3] Hala ere, 1980ko hamarkadaren hasieratik, izar gazteen azterketek frogatu dute hauts- eta gas-disko hotzez inguratuta daudela, hain zuzen ere, hipotesi nebularrak aurreikusten duen bezala, eta, ondorioz, berriro onartu da teoria.[4]

Eguzkiak eboluzionatzen jarraitzea nola espero den ulertzeko, beharrezkoa zen haren energia-iturria ulertzea. Arthur Stanley Eddington-ek Albert Einsteinen erlatibitatearen teoria berresteak eraman zuen ulertzera Eguzkiaren energia bere nukleoan fusio nuklearreko erreakzioetatik datorrela, hidrogenoa helioan fusionatuz[5]. 1935ean, Eddington haratago joan zen, eta izarren barruan beste elementu batzuk ere sor zitezkeela iradoki zuen[6]. Fred Hoylek premisa hori landu zuen esanez erraldoi gorri eboluzionatuek hidrogenoak eta helioak baino elementu astunagoak sortu zituztela beren nukleoetan. Erraldoi gorri bat bere kanpoko geruzetatik desegiten denean, elementu horiek birziklatu egingo lirateke beste izar-sistema batzuk eratzeko.[6]

Hipotesi nebularra

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hipotesi nebularraren arabera, Eguzki Sistema hodei molekular erraldoi baten zati baten grabitazio-kolapsotik abiatuta eratu zen.[7] Hodeiak 20 parsec inguru zituen (65 argi-urte), eta zatiek, berriz, 1 parsec inguru (hiru argi-urte eta laurden).[7][8] Zatiak kolapsatu ondoren, 0,01-0-ko nukleo trinkoak sortu ziren, parsec bakarreko (2.000-20.000 AU) tamainakoa.[9][7] Kolapsoan zegoen zati horietako batek (eguzki-nebulosa deritzonak) eguzki-sistema bihurtu zena osatu zuen. Eskualde horren konposizioa Eguzkiarena baino masa handixeagoa zen, eta, gutxi gorabehera, egungo Eguzkiarena bezalakoa zen, hidrogenoarekin, helioarekin eta Big Bangaren nukleosintesiak sortutako litio-aztarnekin, eta masaren %98 inguru osatzen zuen. Masaren gainerako %2a elementu astunagoak ziren, nukleosintesiaren bidez sortuak izarren aurreko belaunaldietan. [10] Izar horien bizitzaren amaieran, elementu astunagoak atera zituzten izarren arteko ingurunera.[11]

Meteoritoetan aurkitutako inklusiorik zaharrenak, ustez, eguzki-nebulosa sortu zuen lehen material solidoarekin lotuta daude; 4,568,2 milioi urte inguruko antzinatasuna dute, eta hori eguzki-sistemaren adinaren definizioa da.[12] Antzinako meteoritoen azterketek batez besteko bizitza motzeko isotopoen nukleidoen alaba egonkorren aztarnak erakusten dituzte, burdina-60 adibidez, lehertzen diren bizitza laburreko izarretan bakarrik sortzen dena. Horrek esan nahi du supernoba bat edo gehiago egon zirela inguruan. Supernoba baten talka-uhin batek Eguzkia sortzeko prozesuaren hasiera eragin zuen, eta, bere eraginez, hodeiaren barruan eskualde nahiko trinkoagoak sortu dira. Ondorioz, eskualde horiek kolapsatu ziren.[13] Izar masiboek eta bizitza laburrekoek bakarrik sortzen dituztenez supernobak, Eguzkiak izar handiak sortu zituen eskualde handi batean sortu behar izan zuen, eta, ziur aski, Orion nebulosaren antzekoa izango litzateke.[14][15] Kuiperren gerrikoaren egituraren eta barnealdeko material anomaloen azterketen arabera, Eguzkia 1.000 eta 10.000 izar arteko kumulu baten barruan eratu zen, 6,5 eta 19,5 argi-urte bitarteko diametroarekin eta 3.000 eguzki-masako masa kolektiboarekin. Kumulu hori 135-535 milioi urte geroago hasi zen bereizten.[16][17] Gure Eguzki gazteak bere bizitzako lehenengo 100 milioi urteetan hurbil igarotzen diren izarrekin elkarreraginean egindako simulazioek kanpoko eguzki-sisteman ikusitako orbita anomaloak sortzen dituzte, askatutako objektu gisa.[18]

Momentu angeluarraren kontserbazioaren ondorioz, nebulosa azkarrago biratzen zen kolapsatu ostean. Nebulosaren barruko materiala kondentsatu ahala, haren barruko atomoak gero eta maizago talka egiten hasi ziren, eta energia zinetikoa bero bihurtu zuten. Masa gehiena metatzen zen zentroa inguruko diskoa baino beroago bihurtu zen.[8] 100.000 urtean zehar, grabitatearen, gasaren presioaren, eremu magnetikoen eta errotazioaren indarrek, elkarren artean lehian ari zirenez, uzkurtutako nebulosa 200 UA inguruko diametroa duen eta protoizar bero eta dentsoa osatzen duen planeta-disko birakarian zapaldu zen.[7][8][19]

Eboluzioaren puntu horretan, Eguzkia T Tauri izar motakoa izan zela uste da.[20] T Tauri izarren azterketek erakusten dutenez, askotan planetaren aurreko materiako diskoekin batera egoten dira, 0,001-0,1 Eguzki-masako masekin[21]. Disko horiek ehunka UArainokoak dira. Hubble teleskopio espazialak 1.000 UArainoko diametroa duten disko protoplanetarioak behatu ditu izarrak eratzen diren eskualdeetan, hala nola Orion nebulosan, nahiko hotzak dira, beren punturik beroenean 1.000 K inguruko azaleko tenperatura lortzen baitute.[22][23] 50 milioi urtean, Eguzkiaren nukleoko tenperatura eta presioa hain handiak izatera iritsi ziren, ezen haren hidrogenoa fusionatzen hasi baitzen. Hala, energia sortzeko barne-iturri bat sortu zen, oreka hidrostatikoa lortu arte grabitazio-uzkurdurari aurre egiteko.[24]

Eguzki-sistemaren sorrera eta garapena

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Sakontzeko, irakurri: «Eguzki-sistemaren sorrera eta garapena»

Eguzki sistema orain dela 4.658 milioi urte sortu zen molekula laino baten eskualde oso baten kolapso grabitazionala dela eta[oh 1] Hasierako laino honek hainbat argi-urteko tamaina izango zuen, eta hainbat izarren jaiolekua izango litzateke[25]. Molekula lainoetan ohikoa denez, gehiengoa hidrogenoa zen, helio kopuru nabarmen batekin, eta aurreko izarren hautsetik etorritako elementu astunagoen kopuru txikiekin. Eguzki-sistema osatuko zuen eskualdeari Eguzki-aurreko nebulosa[oh 2] izena ematen zaio[26]. Eskualde honek kolapsoa izan zuenean, momentu angeluarraren kontserbazioaren ondorioz biraketa azkarrean sartuko zen. Zentroa, masa gehiena metatu zen gunea, geroz eta beroago zegoen, inguruan zuen disko baino nabarmen beroago. Uzkurtzen ari zen hodeiaren biraketa azkartzen zoan heinean, lauago egiten hasi zen, disko protoplanetario bat eratuz, gutxi gorabehera 200 UA zituena, protoizar bero eta dentso batekin bere erdialdean[27][28]. Planetak disko honen akrezioz sortu ziren, grabitazio indarrak hautsa eta gasa elkartzen joan ahala, gorputz geroz eta handiagoa sortzeko elkartuz[29]. Eguzki-sistemaren hasieran ehunka protoplaneta egongo ziren, baina gehienak batu edo suntsitu ziren, gaur egun dauden planeta, planeta-nano eta bestelako gorputz txikiak baino ez utziz.

Oharrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Data hau meteorito batean aurkitutako inklusiorik zaharrenarena da, 4568.2+0.2
    −0.4     milioi urte dituela. Uste denez molekula lainoan sortutako lehen material solidoen formazioaren datari dagokio. (Ingelesez) Bouvier, Audrey; Wadhwa, Meenakshi. (2010-08-22). «The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion» Nature Geoscience 3 (9): 637–641.  doi:10.1038/ngeo941. ISSN 1752-0908. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  2. ↑ ingelesez: Pre-solar nebula

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Euskalterm: [Astronomia Hiztegia] [2021]
  2. ↑ «Solar system» Merriam Webster Online Dictionary.
  3. ↑ Michael Mark Woolfson. (1984). Rotación en el Sistema Solar. 313, 5-18 or.  doi:10.1098/rsta.1984.0078. Bibcode: ....5W 1984RSPTA.313 ....5W..
  4. ↑ Nigel Henbest. (1991). «Nacimiento de los planetas: La Tierra y sus compañeros pueden ser supervivientes de una época en la que los planetas rebotaban alrededor del Sol como rodamientos en una mesa de pinball» New Scientist.
  5. ↑ Whitehouse, David. (2005). The sun : a biography. Wiley ISBN 0-470-09297-1. PMC 56643370. (Noiz kontsultatua: 2022-10-08).
  6. ↑ a b Mitton, Simon. (2005). Fred Hoyle : a life in science. Aurum ISBN 1-85410-961-8. PMC 56642127. (Noiz kontsultatua: 2022-10-08).
  7. ↑ a b c d J. J. Rawal. (1986). «Further Considerations on Contracting Solar Nebula» Earth, Moon, and Planets (Springer Netherlands) 34: 93-100.  doi:10.1007/BF00054038. Bibcode: 1986EM&P...34...93R..
  8. ↑ a b c Ann Zabludoff. (Spring 2003). html Lectura 13: La teoría nebular del origen del Sistema Solar. .[Betiko hautsitako esteka]
  9. ↑ Una unidad astronómica, o AU, es la distancia media entre la Tierra y el Sol, o unos 150 millones de kilómetros. Es la unidad de medida estándar para las distancias interplanetarias.
  10. ↑ Zeilik & Gregory 1998.
  11. ↑ Charles H. Lineweaver (2001). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus. 151 (2): 307–313.
  12. ↑ Audrey Bouvier; Meenakshi Wadhwa. (2010). «The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion» Nature Geoscience 3 (9): 637–641.  doi:10.1038/NGEO941. Bibcode: 2010NatGe...3..637B..
  13. ↑ Williams, J.. (2010). «The astrophysical environment of the solar birthplace» Contemporary Physics 51 (5): 381–396.  doi:10.1080/00107511003764725. Bibcode: 2010ConPh..51..381W..
  14. ↑ J. Jeff Hester; Steven J. Desch; Kevin R. Healy; Laurie A. Leshin. (21 de mayo de 2004). «La cuna del Sistema Solar» Science 304 (5674): 1116-1117.  doi:10.1126/science.1096808. PMID 15155936. Bibcode: 2004Sci...304.1116H..
  15. ↑ Martin Bizzarro; David Ulfbeck; Anne Trinquier; Kristine Thrane; James N. Connelly; Bradley S. Meyer. (2007). «Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk» Science 316 (5828): 1178–1181.  doi:10.1126/science.1141040. PMID 17525336. Bibcode: 1178B 2007Sci...316. 1178B..
  16. ↑ Morgan Kelly. edu/main/news/archive/S34/82/42M30/ Las rocas de movimiento lento mejoran las probabilidades de que la vida llegara a la Tierra desde el espacio. News at Princeton.
  17. ↑ Simon F. Portegies Zwart. (2009). «Los hermanos perdidos del Sol» Astrophysical Journal 696 (L13-L16): L13-L16.  doi:10.1088/0004-637X/696/1/L13. Bibcode: 2009ApJ...696L..13P..
  18. ↑ «La formación de la nube de Oort en entornos de cúmulos abiertos» Icarus 197 (1): 221-238.  doi:10.1016/j.icarus.2008.03.020. Bibcode: 2008Icar..197..221K..
  19. ↑ Jane S. Greaves. (2005). «Discos alrededor de las estrellas y el crecimiento de los sistemas planetarios» Science 307 (5706): 68-71.  doi:10.1126/science.1101979. PMID 15637266. Bibcode: 2005Sci...307...68G..
  20. ↑ «Evidencia en meteoritos de un sol temprano activo» Astrophysical Journal Letters 313: L31-L35. February 1, 1987  doi:10.1086/184826. Bibcode: 1987ApJ...313L..31C..
  21. ↑ Momose, M.; Kitamura, Y.; Yokogawa, S.; Kawabe, R.; Tamura, M.; Ida, S.. (2003-05-01). Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm. , 85–88 or. (Noiz kontsultatua: 2022-10-08).
  22. ↑ Deborah L. Padgett; Wolfgang Brandner; Karl R. Stapelfeldt. (Marzo 1999). «Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars» The Astronomical Journal 117 (3): 1490-1504. Bibcode: ...117.1490P 1999AJ. ...117.1490P..
  23. ↑ M. Küker; T. Henning; G. Rüdiger. (2003). semanticscholar.org/8402/67bfa6887ea23cc1e4610c42cfe012fc8de6.pdf Acoplamiento estrella-disco magnético en sistemas clásicos de T Tauri. 589, 397-409 or. Bibcode: 2003ApJ...589..397K..[Betiko hautsitako esteka]
  24. ↑ Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes. (2001). «Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: Las isócronas para la mezcla solar» Astrophysical Journal Supplement 136 (2): 417-437. Bibcode: 2001ApJS..136..417Y..
  25. ↑ The formation of the solar system. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).[Betiko hautsitako esteka]
  26. ↑ Irvine, W. M.. (1983). The chemical composition of the pre-solar nebula. , 3–12 or. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  27. ↑ (Ingelesez) Greaves, Jane S.. (2005-01-07). «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems» Science 307 (5706): 68–71.  doi:10.1126/science.1101979. ISSN 0036-8075. PMID 15637266. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  28. ↑ (Ingelesez) 3. Present Understanding of the Origin of Planetary Systems | Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials: 1990-2000 | The National Academies Press.  doi:10.17226/1732. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  29. ↑ (Ingelesez) Boss, A. P.; Durisen, R. H.. (2005). «Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation» The Astrophysical Journal Letters 621 (2): L137.  doi:10.1086/429160. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).[Betiko hautsitako esteka]

Ikus, gainera

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Eguzki-nebulosa&oldid=9796987"(e)tik eskuratuta