Solens dannelse. Dannelse af stjerner og planetsystemer

Transkript

1 Solens dannelse Dannelse af stjerner og planetsystemer Dannelsen af en stjerne med tilhørende planetsystem er naturligvis aldrig blevet observeret som en fortløbende proces. Dertil tager det alt for lang tid. Man har kun observationer af forskellige stadier i dannelsen af stjernerne og planetsystemerne og vores forståelse af selve den tidslige udvikling i stjernedannelsen og planetsystemets dannelse er derfor baseret på dels observationer af forskellige stadier i stjerneudviklingen dels på modelberegninger, hvor supercomputere er fodret med oplysninger og sat til at regne i dagevis på en matematisk model af dannelserne. I dag er der altså flere forskellige gode grunde til, at man mener solens og planeternes dannelse har fundet sted nogenlunde som fortalt i det følgende; men allerede i 1755 fremkom den tyske filosof og fysiker Immanuel Kant med ideer og forestillinger om solsystemets dannelse, der langt hen ad vejen er mage til nutidens forestillinger. Kants ideer var længe om at vinde indpas i den astronomiske videnskab, da de anvendte teleskoper jo ikke kunne se gasskyer rundt om fremmede stjerner. Først i 1980'erne blev diske med støv og gas observeret rundt om nydannede stjerner i såkaldte T Tauri stjerner. millioner af stjerner. Temperaturen i disse skyer er typisk ca 10 K hvilket svarer til -263 grader Celsius. Den meget lave temperatur betyder, at den indbyrdes bevægelse af molekylerne i gassen, molekylernes varmesitren, er meget lille, men undersøgelser af molekylernes hastighed viser, at molekylerne må bevæge sig kollektivt på ret turbulent måde. Den kollektive bevægelse af molekylerne giver anledning til en udveksling af energi mellem den store sky og nogle mindre dele af skyen. En sådan sky kan godt leve et stille og roligt liv, hvor gastrykket forhindrer tyngdekraften i trække skyen sammen på samme måde som gastrykket er årsag til, at jordens tyngdekraft ikke kan trække alle atmosfærens molekyler ned på jordens overflade. Solen dannes Hvis ligevægten mellem gastrykket og tyngdekraften i skyen forstyrres, hvilket blandt andet kan ske ved supernovaeksplosion af en nærliggende stor stjerne, kan der ske stjernedannelser. Da skyen er meget stor, sker denne stjernedannelse typisk således, at der dannes en samling af stjerner, en stjernehob, hvor medlemmerne er næsten lige gamle. Hvad er der før stjernen bliver dannet Stjerner og planeter dannes ud fra enorme skyer af gas og støv. Gassen indholder ca. 75% brint og 25 % helium samt nogle meget små andele af andre gasarter. Støvet er mikrometerstore partikler bestående af tungere grundstoffer, herunder forskellige organiske molekyler med op til ca. 10 kulstofatomer, grundstoffer som er dannet ved supernovaeksplosioner måske i en fjern fortid. Den samlede masse i sådan en sky kan være mere end 1 million solmasser, der er altså stof nok til at danne [Figur 1] Proplyd i Orion Der dannes nogle lokale centre, hvor der er lidt mere gas og støv end i den øvrige del af skyen. Denne lille fortætning vil så skabe en tyngdekraft, der overstiger 1

2 kraften fra gastrykket, og stof vil blive tiltrukket, hvilket skaber større tyngdekraft, som igen strækker mere stof ind mod fortætningen osv. Det kan ikke undgås, at der en lille rotation omkring kernen i denne tiltrækningsmekanisme. Rotation giver anledning til et impulsmoment, som betyder at stoffet roterer hurtigere rundt om stjernen, jo tættere det komme på kernen af stjernen. Rotationen betyder også at stoffet samler sig i en skive rundt om den nydannede stjerne, det er jo vinkelret på rotationsaksen det er sværest for stjernen tyngdekraft at tiltrække stof. Hvis ikke der var en mekanisme, der der kunne bremse stjernens rotation, ville den sidst rotere så hurtigt, at den ville gå i stykker. Man mener, at det er et magnetfelt i stjernen, der styrer en proces, hvor stof regner ned på overfladen af denne voksende stjerne mens der vinkelret på skiven langs nogle åbne magnetfeltlinjer udspydes stof, der bærer noget af impulsmomentet væk fra stjernen igen. Denne dannelsesproces varer nogle millioner år, hvor stjernerne under dannelse farer gennem skyen og kæmper med hinanden om at samle stof nok sammen til at starte en fusion, den kerneproces der leverer energi til, at stjernen kan lyse kraftigt i måske milliarder af år. med stor fart. Brintkernerne er positivt ladet og to brintkerne vil derfor frastøde hinanden, men er farten stor nok, det vil sige er temperaturen stor nok, kan man opnå at der sker en kerneproces. Den mest almindelige kerneproces i solen er den såkaldte proton-proton proces, hvor der sker følgende: De to første processer forløber to gange, så der bliver dannet 2 He-3 kerner og i den sidste proces dannes så He-4. Alt i alt er bruttoprocessen følgende: Da de fire brintkerne vejer mere end heliumkernen er noget af massen omdannet til energi i følge Einsteins ækvivalensrelation mellem masse og energi: Solen tænder Efterhånden som tyngdekraften bliver større og større på stjernen under dannelse får det stof, der regner ned på overfladen mere og mere fart på. Potentiel energi i tyndefeltet omsættes til kinetisk energi af partiklerne. Denne store kinetiske energi optræder nu ikke som en kollektiv bevægelse, men er molekylernes hastighed i forhold til hinanden, og dermed svarer det en høj temperatur. Temperaturen i solens indre er ca. Det betyder, at stoffet efterhånden optræder som det, der kaldes plasma. Plasma er en fjerde tilstandsform, hvor stoffet er delvis ioniseret, det vil sige, at elektronerne er løsrevet fra kernen. For brintens vedkommende betyder det, at der svømmer Energien, der frigøres ved hver proces er og solen udstråler i øjeblikket effekten Det er tilsvarende proces, der finder sted i en Brintbombe, det kraftigste våben der endnu er udtænkt, og man kunne så forledes til at tro, at stjernens centrum er hjemsted for nogle voldsomme processer. Det er nu ikke tilfældet. Solens radius er og centrum, hvor fusionsprocesserne finder sted, er ca. 15 % af denne værdi. Det betyder, at rumfanget af det energiproducerende centrum er brintkerner, protoner, rundt mellem hindanden 2

3 og dermed, at effekttætheden, den energi, der produceres pr. kubikmeter pr sekund, er Et af resultaterne af disse observationer er, at dele af støvpartiklerne må være ioniserede, så elektriske og magnetiske kræfter, der er meget stærkere end tyngdekraften, kan være med til at holde sammen på støvpartiklerne. Man kan forestille sig, at planeterne dannes i bånd med forskellig afstand fra solen. Nogle støvansamlinger i båndet bliver større end andre og disse begynder så via massetiltrækning at støvsuge hele båndet for stof og gas og blive til en planet. Til sammenligning er effekttætheden i en menneskekrop. Altså noget højere. Det er altså solens størrelse, der giver den store effekt. Planeterne dannes Nu har vi så fået dannet en stjerne i centrum af en skive af stof bestående af dels gas dels meget små støvpartikler til dels bestående af bittesmå stenpartikler, silikater, også kaldet chondruler. Stof fra skiven bliver ved med at blive trukket ind mod den nydannede stjerne af tyngdekraften; men da stoffet skal hentes længere og længere væk fra stjernen gror stjernen ikke så hurtigt, som i begyndelsen. Ude i skiven, også kaldet nebulaen, begynder støvpartiklerne at klumpe sig sammen til større og større stykker. De er ligesom fedtede, så de klistrer sammen, når de rammer hinanden med lav hastighed. Nogle forskere mener, at disse små støvpartikler kan danne større sammenhængende klumper ved at blive ramt af lyn. Man kan med kraftige teleskoper se skyen omkring disse meget unge stjerner, idet støvet er uigennemsigtigt for almindeligt lys og det spreder lyset fra stjernen. Senere, når partiklerne har klumpet sig sammen til meterstore klumper af stof, kan man ikke observere stjernedannelsen mere med almindelige teleskoper, kun selve stjernen er synlig, men man har haft teleskoper sendt op i kredsløb om jorden, som kan observere lys med andre bølgelængder, blandt andet røntgenstråling, som hjælper astronomerne til at forstå processerne i planetdannelsen. De indre planeter Man kan groft sagt inddele området omkring en stjerne i 3 lag. Det inderste lag tættest på stjernen, hvor der er så varmt at vand er flydende eller på gasform, dannes de jordlignende planeter, det næste lag, hvor vand er i fast form, is, dannes de store gasplaneter, og i det yderste lag, hvor vand også er på fast form men stoftætheden er så lille, at der ikke kan ske egentlig planetdannelse, men kun udvikling af små isklumper. Dem ser vi nogle gange som kometer, når de i deres meget langstrakte baner kommer ind omkring solen. Der er der dog opdaget et stigende antal undtagelse, kaldet småplaneter, hvoraf Pluto er en af dem. De små stenpartikler, kaldet chondruller, cirkulerer rundt om den nye stjerne med en bestemt hastighed, der afhænger af tyngdekraften fra stjernen på partiklen og af partiklens afstand fra stjernens centrum. Der er også gas til sted, men udover den indadrettede tyngdekraft er gassen også påvirket af et udadrettet kraft, idet gassens tryk falder med afstanden fra stjernen. Det betyder, at gassen ikke behøver at cirkulere så hurtigt rundt som chondrullerne og derfor bliver chondrullerne bremset lidt af luftmodstand. De får derfor lavere fart i deres bane rundt om stjernen og vil spiralere langsomt ind mod denne. De vil på deres vej møde andre chondruller og måske danne formationer af chondruller indtil de når kilometerstørrelse, hvorefter de kaldes planetesimaler. Så store sten bliver kun påvirket meget lidt af gassen og vil derfor stoppe sin spiralbane ind mod stjernen. Disse små og store 3

4 planetesimaler har forskellige mere eller mindre langstrakte baner rundt om stjernen og vil støde ind i hinanden med større eller mindre fart. Rammer de hinanden med lille fart vil de bliver hængende sammen som følge af blandt andet massetiltrækning. De store planetesimaler vil vokse hurtigere end de små, og der vil gradvis opbygges en planet idet tyngdekraften fra de største planetesimaler begynder at trække i de mindre og dermed støvsuge et område for stof. Gassen ville også klumpe sig sammen om planeten. Kort tid efter stjernen dannelse skete der en voldsom proces i stjernen, hvorunder der blev slynget meget stof ud fra denne. Stoffet fejede gassen væk fra de inderste planeters overflade og stort set kun stenmaterialet blev tilbage. Vi har fået dannet de inderste jordlignende planeter. De ydre planeter I den afstand fra solen, hvor de ydre planeter er dannet er det så koldt, at vand er frosset til is. Is er her meget mere hyppig end støv af stenmateriale. Alene fordi der er meget mere ilt i nebulaen, end der er silicium, jern og magnesium, som støvpartiklerne blandt andet består af. En af måderne, man forestiller sig de ydre planeter er dannet på, er så simpelthen ved at der først dannes kerner af is og støv, og jo mere masse der samles jo større bliver tyngdekraften. På et tidspunkt bliver tyngdekraften så stor, at også gas bliver trukket ind mod kernen, som igen bliver tungere og tiltrækker mere materiale. Planeterne her kaldes også de store gasplaneter, idet de for en stor dels vedkommende består af gas i form af brint og helium. Nogle mener, at der inde i kernen af de største planeter, Jupiter og Saturn, er forekomster af brint på fast form, kaldet metalisk brint. Selv om planeterne stort set stoppede med at indsamle materiale for 4.5 mia år siden, sker det stadig, at store mængder stof rammer planeterne. I juli 1994 indfangede Jupiter således kometen Shoemaker-Levy i et meget voldsomt sammenstød. Selv om kometen ikke var så stor gør den store hastighed, hvormed den ramte Jupiter, at sammenstødet var ret spektakulært. Modellerne for dannelsen af de store planeter har flere problemer indbygget. Modellerne forudsiger forholdsvis store forekomster af ilt; men der har være satelitter oppe (Galileo) og tage prøver af Jupiters atmosfære og prøverne viser faktisk en lavere forekomst af ilt, end man havde forventet. De ydre planeter har alle sammen mange måner. Nogle af månerne er på størrelse med vores egen måne, som faktisk er en meget stor en af slagsen, mens andre er meget mindre. De simple modeller kan ikke forklare, hvorfor der netop er mange måner for de ydre planeter, mens der hos de indre planeter stort set kun er en, nemlig vores egen. Mars har godt nok mindst to måner, Phobos og Deimos; men man regner med, at det er asteroider, som Mars har indfanget på sin vej gennem rummet. Månen Månen er uden sammenligning det mest interessante objekt på himlen om natten, hvis man bare har det blotte øje at kigge med. Man observerer, at månen altid vender den samme siden ind mod jorden, og man kan klart adskille lyse steder fra mørkere områder, der kaldes have, selv om der ikke findes flydende vand på månen. Mange teorier er fremkommet om månens dannelse. Er den skabt sammen med jorden. Forholdet mellem de forskellige isotoper af ilt, i stof fra jorden og fra månen er næsten ens, hvilket antyder at de i hvert fald er dannet i samme afstand fra solen. Meteoritter fra Mars har ikke samme forhold mellem isotoperne. En eller anden form for gravitationel indfangning på et eller andet tidspunkt i starten af dannelsen kunne derfor være en mulighed. Andre teorier arbejder med en hypotese om, at jorden på et tidspunkt har roteret så hurtigt, at noget af stoffet er blevet slynget ud; men den teori, som i dag er den mest accepterede er, at månen blev dannet ved at et stort legeme ramte den meget unge jord med så voldsom kraft at stof blev slynget så langt bort fra jorden, at tyngdekraften ikke længere kunne suge 4

5 stoffet tilbage i små stumper (Rochegrænsen). Her samlede månen så stof op i kort tid og blev til den måne, vi kender i dag. Der er lavet store computersimulationer, hvor denne model er blevet testet, og de viser, at teorien faktisk holder indtil videre. Det er tyngdekraften fra månen, der skaber tidevandsbølgen på jorden. Den er en lille smule foran månen, hvilket betyder, at månen får lidt mere fart på hele tiden, mens jorden bliver bremset. Denne effekt øger afstanden til månen med ca. 3 cm hvert år, så månen har på et tidspunkt været meget tættere på jorden end den er nu. 5