Wat is de theorie van planetaire accretie?

de Theorie van de Panetaire Accretie is de hypothese voorgesteld door de Sovjetgeofysicus en astronoom Otto Schmidt over de vorming van sterren, planeten, melkwegstelsels, asteroïden en kometen in 1944.

Accretie is het proces waardoor de massa van een lichaam toeneemt door de opeenhoping van materie, zowel in de vorm van gas als kleine vaste lichamen die botsen en zich aan het lichaam hechten (Ridpath, 1998, pagina 10).

Met andere woorden, de planeten vormden zich langzaam gedurende miljoenen jaren als resultaat van deeltjes gaswolken en stof van de planetaire nevels die zich aan rotsachtige lichamen hechtten, en vormden zo een aanwasschijf.

De toevoeging van elkaar niet harmonieus maar heftige Werkwijze ernst van materie groter, versnelt de snelheid waarmee ze worden getrokken kleiner rocosidades (of sterstof) en produceert sterke botsing.

Er wordt aangenomen dat sterren, planeten en satellieten van het zonnestelsel, inclusief sterrenstelsels, op deze manier werden gevormd (Ridpath, 1998, p.10). Sommige sterren worden nog steeds gevormd door een accretieschijf.

Deze theorie, hoewel relatief nieuw, ondersteunt voorschriften van modellen en theorieën van hogere datum; beginnend met de Nebular Theory of Descartes in 1644 en beter ontwikkeld door Kant en Laplace in 1796.

Articulatie van de planetaire accretietheorie

de Planetaire Accretie Theorie Het is gebaseerd op het heliocentrische model die stelt dat de planeten om de zon. Dit heliocentrische model werd voor het eerst door Aristarchus van Samos (280 voor Christus), maar zijn postulaat voorgesteld werd niet beschouwd en had de overhand Aristoteles 'idee van de aarde vastgesteld zonder baan rond de zon in het midden van de ruimte (Luque, et al., 2009, pagina 130), die 2000 jaar van kracht was.

De Renaissance Nicolás de Cusa stofde de ideeën van Aristarco de Samos af, zonder enige acceptatie in de wetenschappelijke gemeenschap van die tijd.

Ten slotte stelde Nicolaus Copernicus het idee voor van een planetair systeem rond de zon dat in principe met tegenzin werd aanvaard en vervolgens werd gesteund door Galileo en Kepler.

Interessant is dat het probleem van de oorsprong van de planeten en de zon pas vlak na de Copernicaanse revolutie door de wetenschap werd overwogen (Luque, et al., 2009, pagina 132).

Descartes, aan het begin van de 17e eeuw, stelt voor Nebular theory waarin hij stelt dat de planetaire lichamen en de zon gelijktijdig gevormd zijn uit een wolk van sterrenstof.

In de achttiende eeuw met de bijdragen van Newton mechanica bestudeerd waarin de vaste deeltjes in beweging en richting elliptische maakte de weg vrij voor in 1721, Emanuel Swedenborg nevelhypothese voorgesteld als verklaring voor het ontstaan ​​van de Solar System.

Swedenborg was ervan overtuigd dat het werd gevormd door een grote nevel waarvan het materiaal zich eerst zou concentreren om de zon te vormen en eromheen rotationeel gravitationeel in sterlicht dat met hoge snelheid condenseert en de planeten vormt.

Kant, connaisseur van de theorie van Swedenborg, stelt in 1775 het idee voor van een primitieve nevel waaruit de zon en het planetenstelsel zijn ontstaan ​​(Luque, en anderen, 2009).

Pierre Simon de Laplace poetste analytisch en concludeerde dat de nevel zich samentrok onder invloed van zijn eigen zwaartekracht en zijn rotatiesnelheid toenam tot hij op een schijf instortte. Latere gasringen werden gevormd die zich tot planeten vormden (Luque en anderen, 2009).

Aan het einde van de 19e eeuw ontstonden enige bezwaren tegen de theorie. Een van hen werd voorgesteld door James Clerk Maxwell die verschilde van het idee van Laplace op een ring van planetoïden die de planeten verzamelden.

Ons zonnestelsel begon 4658 miljoen jaar geleden en de planeten ongeveer 4550 miljoen jaar geleden te vormen (Luque, en anderen, 2009, pagina 152). Het eerste hemellichaam dat werd gevormd, is de zon, de enige en centrale ster van het zonnestelsel.

Accretie van sterren

Na de explosie van een supernova breiden wolken van gas en sterrenstof uit en kan hun schokgolf de ineenstorting van een nabijgelegen gigantische moleculaire wolk veroorzaken.

Als de dichtheid van de wolk zo sterk toeneemt dat de zwaartekracht groter is dan de neiging van het gas om uit te zetten (Jakosky, 1998, pagina 247).

Vanuit de grotere wolk kunnen zich kleine wolken vormen die een geleidelijk en onafhankelijk samentrekkingsproces zullen voortzetten totdat ze één of meerdere sterren vormen.

In het geval van ons zonnestelsel, is stellaire materie geconcentreerd in het centrum, en deze verhoogde druk, die energie vrij en vormde een protoster bijna 5000 miljoen jaar later zou de zon (Ridpath, 1998 geworden: . 589).

Aanvankelijk, in de embryonale staat, de protozon het had minder massa dan de zon momenteel heeft (Ridpath, 1998, pagina 589).

Accretie van planeten

Een nevel geladen met hete, schijfvormige gassen draait om zijn as. Wanneer het gas energie verliest door straling, begint het te samentrekken en verhoogt het zijn rotatiesnelheid om zijn impulsmoment te behouden.

Op een bepaald punt van dit krimpproces, de snelheid van de buitenrand van de schijf voldoende voor de "centrifugale kracht" groter is dan de zwaartekracht naar het centrum (Gass, Smith & Wilson, 1980, blz. 57) . Van deze ring, genaamd Accretion Disk, de planeten ontstonden.

de Accretion Discs het zijn de ringen van materie die aangetrokken worden door een compact voorwerp vanwege de aantrekkingskracht van de atmosfeer van een andere nabijgelegen ster (Martínez Troya, 2008, pagina 143).

Onder de verscheidenheid aan gassen zijn substanties en stellair materiaal die draaien rond een comptact object het planetesimalen.

de planetesimalen het zijn rotsachtige lichamen en / of helium met een diameter van 0,1-100 km (Ridpath, 1998, pagina 568). De aanwas van verschillende planetesimals, opeenvolgende kolossale botsingen van rotsen van verschillende grootte; geleidelijk gevormde protoplaneten of planetaire embryo's die lang daarna plaats maakten voor de planeten (groot of klein).

Er wordt aangenomen dat kometen bevroren planetesimale resten zijn van de vorming van de buitenplaneten (Ridpath, 1998, pagina 145).

referenties

1. Gass, I.G., Smith, P.J., & Wilson, R.C. (1980). Hoofdstuk 3. De samenstelling van de aarde. In I.G. Gass, P. J. Smith, & R. C. Wilson, Introduction to Earth Sciences (blz. 45-62). Sevilla: Reverté.
2. Jakosky, B. (1998). 14. Vorming van planeten rond andere sterren. In B. Jakosky, De zoektocht naar het leven op andere planeten (pp. 242-258). Madrid: Cambridge University Press.
3. Luque, B., Ballesteros, F., Márquez, Á., González, M., Agea, A., & Lara, L. (2009). Hoofdstuk 6. Oorsprong van het zonnestelsel. In B. Luque, F. Ballesteros, Á. Márquez, M. González, A. Agea, & L. Lara, Astrobiology. Een brug tussen de Big Ban en het leven. (pp. 129-150). Madrid: Akal.
4. Martínez Troya, D. (2008). Accretion Disk. In D. Martínez Troya, Sterrenevolutie (pp. 141-154). LibrosEnRed.
5. Ridpath, I. (1998). Aanwas. In I. Ridpath, Dictionary of Astronomy (blz. 10-11). Madrid: Editorial Complutense.
6. Trigo i Rodríguez, J. M. (2001). Hoofdstuk 3. De vorming van het zonnestelsel. In J. M. Trigo i Rodríguez, De oorsprong van het zonnestelsel (pp. 75-95). Madrid: Complutense.