شکل‌گیری منظومه شمسی

به گزارش ایسنا، دومین مدل، نظریه "ناپایداری دیسکی" (disk instability) است که می‌توان برای توضیح چگونگی شکل‌گیری سیارات عظیم به آن تکیه کرد.

دانشمندان همواره در تلاش برای آگاهی بیشتر از میزان دقت و صحت این دو نظریه بوده‌اند.

بر اساس مدل نخست، حدود 4.6 میلیارد سال پیش، منظومه شمسی یک ابر متشکل از غبار و گاز موسوم به سحابی خورشیدی بوده است. با شروع این ابر به چرخش، نیروی جاذبه ماده آن را واژگون کرده و در نتیجه این فرایند خورشید در مرکز این سحابی شکل گرفته است.

با ظهور خورشید، ماده باقی مانده شروع به انبوه شدن و تجمع کرده است و طی این فرایند ذرات کوچک به دور هم جمع شده‌اند و با کمک نیروی جاذبه تشکیل ذرات بزرگ‌تر را داده‌اند.

در این میان بادهای خورشیدی عناصر سبک‌تر را از نواحی نزدیک‌تر دور رانده و فقط مواد صخره‌ای و سنگین را جهت خلق سیارات زمینی کوچک‌تر از قبیل عطارد بر جای گذاشته‌اند.

با این حال در فواصل دورتر این بادها اثر کمتری بر عناصر سبک‌تر داشته‌اند و به آنها امکان تبدیل شدن به غول‌های گازی را داده‌اند. بدین ترتیب سیارک‌ها، ستاره‌های دنباله‌دار، سیارات و قمرها شکل گرفتند.

اگرچه این مدل برای تشریح شکل‌گیری سیارات زمینی مناسب است، غول‌های گازی برای رسیدن به جرم قابل توجه گازهای سبک‌ترشان نیاز داشته‌اند که به سرعت تکامل یابند؛ اما شبیه‌سازی‌های مبتنی بر مدل نخست قادر به تشریح این شکل‌گیری سریع نیستند.

طبق این شبیه‌سازی‌ها، فرایند مزبور میلیون‌ها سال زمان می‌برد و این مدت طولانی‌تر از زمانی است که طی آن گازهای سبک‌تر در منظومه شمسی ظهور کرده‌اند.

همزمان، مدل به هم پیوستگی هسته‌ای با مبحث مهاجرت روبروست؛ زیرا به نظر می‌رسد سیارات نوزاد در مدت زمان کوتاهی به طور مارپیچ در درون خورشید جای گرفته‌اند.

با این حال مطابق تئوری نسبتاً جدید عدم ثبات دیسکی، مجموعه‌های ابر و گاز در اوایل زندگی منظومه شمسی به دور هم تجمع کرده‌اند و طی زمان این تجمعات به آرامی برای تشکیل یک سیاره عظیم فشرده شده‌اند.

این سیارات عظیم ممکن است از رقبای مدل نخست سریع‌تر شکل گرفته باشند و گاهی در هزاران سال امکان به دام انداختن گازهای سبک‌تر به سرعت غیب شونده را داشته‌اند.

آنها همچنین به یک جرم ثبات دهنده مداری که آنها را از حل شدن مرده‌وار در خورشید نجات داده، دست یافته‌اند.