Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów/Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego

Dodaj linki
Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Wizja artystyczna dysku protoplanetarnego

Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego rozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu gdy na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się jednej z części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca i innych gwiazd. Większość zapadającej się masy z tej części obłoku zebrała się pośrodku tworząc Słońce, podczas gdy reszta spłaszczyła się formując dysk protoplanetarny, z którego następnie powstały planety, księżyce, asteroidy i pozostałe małe ciała Układu Słonecznego.

Ten powszechnie akceptowany model znany jako hipoteza mgławicy planetarnej został po raz pierwszy zaproponowany w XVIII wieku przez Emanuela Swedenborga, Immanuela Kanta i Pierre'a Simona Laplace'a. Jego późniejszy rozwój wymagał współudziału rozmaitych dyscyplin naukowych takich jak astronomia, fizyka, geologia czy nauki planetarne. Od początków ery kosmicznej w latach 50. i poprzez odkrycia planet pozasłonecznych w latach 90. model powstania Układu Słonecznego był zarówno kwestionowany jak i modyfikowany, aby uwzględnić nowe obserwacje.

Od swojego powstania Układ Słoneczny uległ znaczącym zmianom. Uważa się, że wiele księżyców (regularne) krążących wokół swoich macierzystych planet powstało z wirujących dysków gazu i pyłu, podczas gdy inne (nieregularne) zostały przechwycone lub, w przypadku Księżyca Ziemi, powstały na skutek gigantycznych zderzeń. Kolizje pomiędzy obiektami mają miejsce nieustannie do czasów współczesnych i są zasadniczym elementem ewolucji systemu. Planety również często zmieniały swoje pozycje, przesuwając się zarówno na zewnątrz jak i do środka, a nawet zamieniając się miejscami. Migracja planet była odpowiedzialna za ewolucję Układu Słonecznego we wczesnym okresie jego istnienia.

Układ Słoneczny wciąż ewoluuje i nie będzie istniał wiecznie w obecnej formie. Za około 5 miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę stając się czerwonym olbrzymem, który odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną i przekształci się w białego karła. Ruch planet najbliższych Słońcu zostanie wyhamowany przez słoneczną atmosferę i spadną do jego wnętrza, dalsze planety czeka poźniej podobny los w wyniku hamowania przez gaz mgławicy planetarnej. Istnieje też szansa, choć jest ona niezmiernie mała, że w odległej przyszłości grawitacja gwiazd przechodzących w sąsiedztwie układu słonecznego uszczupli orszak planet towarzyszących Słońcu, wówczas zostaną one wyrzucone w przestrzeń międzygwiezdną. Wydarzenie takie może być skutkiem zbliżenia gwiazdy z naszej galaktyki lub z innej galaktyki podczas zderzenia galaktyk, szczególnie że za około 3 miliardy lat oczekiwane jest Zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną. Istnieje też niebezpieczeństwo, że w planetę uderzy inne ciało niebieskie masie wystarczającej do rozrywania i zniszczenia jej. Słońce pozostanie prawdopodobnie samotne, bez orbitujących planet[1].

Historia poglądów[edytuj | edytuj kod]

Pierre Simon Laplace, jeden z twórców hipotezy mgławicy planetarnej
 Osobny artykuł: Historia hipotez dotyczących powstania i ewolucji Układu Słonecznego.

Teorie dotyczące początku i losów świata sięgają najstarszych znanych źródeł pisanych. Jednak przez większość czasu nie były one powiązane z istnieniem "Układu Słonecznego", ponieważ nie było jeszcze wiadomo, że Układ Słoneczny, w obecnym znaczeniu tego pojęcia, w ogóle istnieje. Pierwszym krokiem w kierunku współczesnej teorii powstania i ewolucji Układu Słonecznego była powszechna akceptacja heliocentryzmu, czyli modelu, który umieścił Słońce pośrodku systemu i Ziemię w orbicie wokół niego. Ten pomysł był rozważany od tysiącleci, jednak został powszechnie zaakceptowany dopiero pod koniec XVII wieku. Pierwsze odnotowane użycie pojęcia "Układ Słoneczny" pochodzi z 1704 roku[2].

Powszechnie akceptowana obecnie teoria powstania Układu Słonecznego, hipoteza mgławicy planetarnej, zdobywała i traciła poparcie od czasu jej sformułowania przez Emanuela Swedenborga, Immanuela Kanta i Pierre'a Simona Laplace'a w XVIII wieku. Najpoważniejszym krytycyzmem tej hipotezy była jej pozorna niezdolność wyjaśnienia dlaczego mimo olbrzymiej masy Słońce ma niewielki w stosunku do planet moment pędu[3]. Jednak badania młodych gwiazd prowadzone od wczesnych lat 80. wykazały, że są one otoczone chłodnymi dyskami gazu i pyłu, zgodnie z przewidywaniami hipotezy mgławicy planetarnej, dzięki czemu odzyskała ona akceptację[4].

Zrozumienie przyszłej ewolucji Słońca wymagało zrozumienia źródła zasilającej go energii. Potwierdzenie teorii względności Alberta Einsteina przez Arthura Stanley'a Eddingtona dowiodło, że energia Słońca pochodzi z reakcji fuzji jądrowej wodoru zachodzącej w jego jądrze[5]. W 1935 roku Eddington poszedł o krok dalej i zasugerował, że wewnątrz gwiazd mogą powstawać inne pierwiastki chemiczne[6]. Fred Hoyle rozwinął tę tezę twierdząc, że wszystkie pierwiastki we wszechświecie cięższe od helu powstały wewnątrz gwiazd zwanych czerwonymi olbrzymami. Kiedy czerwony olbrzym odrzuca swoje zewnętrzne warstwy, te cięższe pierwiastki są wykorzystywane ponownie do utworzenia kolejnych systemów planetarnych[6].

Powstanie[edytuj | edytuj kod]

 Zobacz też: Nebular hypothesis.

Mgławica przedsłoneczna[edytuj | edytuj kod]

Wykonane przy pomocy Teleskopu Hubble'a zdjęcie dysku protoplanetarnego w Mgławicy Oriona, prawdopodobnie podobnego do mgławicy, z której powstało Słońce

Zgodnie z hipotezą mgławicy planetarnej Układ Słoneczny powstał na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się obłoku molekularnego o prawdopodobnej średnicy kilku lat świetlnych[7]. Aż do początku XXI wieku uważano, że Słońce powstało w wyniku samoistnego zapadania się odosobnionego obłoku. Pod koniec XX w zaobserwowano powstawanie dużej liczby gwiazd w obłokach położonych w pobliżu pozostałości po supernowych. Sugeruje to, że w podczas powstawania Słońca w jego pobliżu mogły mieć miejsce supernowe. Fala uderzeniowa pochodząca z jednego z takich wybuchów mogła utworzyć w chmurze gazu i pyłu regiony o zwiększonej gęstości, powodując ich grawitacyjne zapadanie się i dając w ten sposób początek powstaniu Słońca. Ponieważ wyłącznie masywne, krótko żyjące gwiazdy wybuchają jako supernowe, Słońce musiało powstać w regionie, w którym powstawały liczne ciężkie gwiazdy, być może podobnym do Mgławicy Oriona. Dodatkowym argumentem za taką historią powstania Układu Słonecznego są badania meteorytów, które ujawniły ślady nietrwałych izotopów takich jak żelazo 60Fe, które powstają wyłącznie podczas eksplozji supernowych. Skład izotopów w kometach wskazuje że zawierają one materiał po eksplozji supernowej sprzed 4,6 miliarda lat[8][9].

Jeden z takich regionów zapadającego się gazu określany jako mgławica przedsłoneczna (ang. pre-solar nebula) dał początek Układowi Słonecznemu[10]. Ten region miał średnicę od 7 000 do 20 000 jednostek astronomicznych (j.a.) i masę nieznacznie większą od masy Słońca[7][11]. Jego skład chemiczny był podobny do obecnego składu Słońca. Około 98% masy stanowiły wodór i hel powstałe podczas pierwotnej nukleosyntezy zaraz po Wielkim Wybuchu. Pozostałe 2% masy to pierwiastki cięższe od litu, powstałe w procesie nukleosyntezy we wcześniejszych pokoleniach gwiazd[12]. Pod koniec swojej ewolucji gwiazdy te wyrzuciły swe fragmenty łącznie z ciężkimi pierwiastkami w ośrodek międzygwiazdowy[13].

Z zasady zachowania momentu pędu wynika, że zapadająca się mgławica wirowała coraz szybciej. Wraz z kondensowaniem się w niej materiału coraz częściej dochodziło do zderzeń pomiędzy atomami, a ich energia kinetyczna przekształcała się w ciepło. Centrum, gdzie zgromadziło się najwięcej masy, stawał się coraz cieplejszy[7] W ciągu około 100 000 lat na skutek grawitacji, ciśnienia gazu, pól magnetycznych i rotacji zapadająca się mgławica uległa spłaszczeniu i stała się dyskiem protoplanetarnym o średnicy około 200 j.a., a w jej centrum uformowała się gorąca i gęsta protogwiazda[7][14][15].

Uważa się, że w tej fazie swojej ewolucji Słońce było gwiazdą typu T Tauri, czerpiącą energię głównie z zapadnia się materii. Badania gwiazd tego typu wskazują, że często towarzyszy im protoplanetarny dysk materii o masie od 0,001 do 0,1 masy Słońca[16]. Chociaż Kosmiczny Teleskop Hubble'a pozwolił zaobserwować w regionach powstawania gwiazd w Mgławicy Oriona dyski protoplanetarne o średnicy do 1000 j.a., to zazwyczaj mają one rozmiar kilkuset j.a. i są stosunkowo chłodne osiągając temperaturę do 1000 Kelwinów[17][18]. W ciągu kolejnych 50 milionów lat temperatura i ciśnienie wewnątrz Słońca wzrosły do tego stopnia, że została zapoczątkowana synteza jądrowa atomów wodoru. W ten sposób w Słońcu powstało wewnętrzne źródło energii, które przeciwdziałając sile grawitacyjnego zapadania się, doprowadziło do stanu równowagi hydrostatycznej (Budowa gwiazdy) zapobiegając dalszemu zapadaniu się materii[19]. Uzyskanie tego stanu oznaczało osiągnięcie przez Słońce kolejnego etapu ewolucji znanego jako ciąg główny. Na tym etapie rozwoju gwiazdy czerpią energię z przemiany wodoru na hel w swoim wnętrzu. Jest to faza, w której Słońce znajduje się obecnie[20].

Powstanie planet[edytuj | edytuj kod]

 Zobacz też: Dysk protoplanetarny.

Uważa się, że planety powstały z mgławicy słonecznej – spłaszczonej do dysku chmury gazu i pyłu pozostałej po powstaniu Słońca[21]. Zgodnie z tą teorią planety powstały na skutek akrecji z niewielkich ziaren pyłu orbitujących wokół protogwiazdy. Poprzez bezpośredni kontakt i zderzenia, ziarna te zaczęły tworzyć coraz większe obiekty, aż do powstania planetozymali o średnicy około 5 km. Poprzez dalsze zderzenia przez kolejne kilka milionów lat ich rozmiary nieustannie rosły w tempie kilku centymetrów na rok[22]. Ważną rolę w formowaniu się planet odgrywał gaz dysku protoplanetarnego. Poprzez lepkość zmieniał tory ruchu pyłu i planetozymali, hamując lub przyspieszając je. Szczególną rolę odgrywała woda, w wewnętrznym Układzie Słonecznym, w odległości do 4 j.a. od Słońca, było zbyt ciepło aby cząsteczki lotnych substancji takich woda czy metan uległy kondensacji na ziarnach pyłu, zatem planetozymale jakie formowały się w tym regionie składały się głównie ze związków chemicznych o wysokiej temperaturze sublimacji, czyli metali takich jak żelazo, nikiel czy glin lub minerałów takich jak krzemiany. Ostatecznie powstały z nich cztery planety skaliste, czyli Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Ponieważ związki te są stosunkowo rzadkie we wszechświecie i stanowiły zaledwie około 0,6% masy mgławicy, zbudowane z nich planety skaliste nie są zbyt duże[7] Pierwotnie zalążki planet skalistych osiągnęły masę około 0,1 masy Ziemi i przestały akumulować materię około 100,000 lat po powstaniu Słońca. Ich dalszy wzrost do obecnych rozmiarów miał miejsce na skutek dalszych zderzeń i połączeń[23].

Z kolei gazowe olbrzymy, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, powstały dalej, poza granicą wiecznego lodu za orbitą Marsa, gdzie promieniowanie Słońca jest na tyle słabe, że związki wody mogły pozostać w stanie stałym. Lód, z którego powstały planety jowiszowe, występował w większej ilości niż metale i krzemiany, z których powstały planety skaliste, dzięki czemu planety zewnętrzne osiągnęły wystarczająco dużą masę, aby przyciągnąć atomy najlżejszych i najpowszechniejszych pierwiastków, wodoru i helu[7]. Planetozymale poza granicą wiecznego lodu osiągnęły masę do czterech mas Ziemi w ciągu około 3 milionów lat.[23]. Obecnie cztery gazowe olbrzymy stanowią niemal 99% masy orbitującej Słońce. Teoretycy uważają, że Jowisz nieprzypadkowo powstał zaraz za granicą wiecznego lodu. Z opadającej w kierunku Słońca materii z zawartością lodu przy tej granicy zebrały się poprzez parowanie spore ilości wody i powstał region obniżonego ciśnienia, który przyspieszył ruch cząsteczek pyłu wokół Słońca i zapobiegł ich dalszemu przesuwaniu się do wewnątrz. W rezultacie linia wiecznego lodu stała się barierą, wzdłuż której, na odległości około 5 j.a. od Słońca, zaczęły szybko gromadzić się znaczne ilości materii. Utworzyła ona olbrzymi zalążek planety o masie około 10 mas Ziemi, który następnie zaczął szybko rosnąć akumulując wodór z otaczającego go dysku, powiększając się o 150 mas Ziemi w ciągu około 1000 lat i ostatecznie osiągając masę 318 razy większą niż Ziemia. W tym procesie Jowisz generował tyle energii, że przez krótki czas mógł być jaśniejszy niż Słońce[23]. Z kolei znacząco mniejszą masę Saturna można wyjaśnić tym, że powstał on kilka milionów lat po Jowiszu, gdy ilość dostępnego wodoru była już dużo mniejsza[23].

Młode gwiazdy typu T Tauri jaką było Słońce, charakteryzują się dużo silniejszym wiatrem słonecznym niż starsze, bardziej stabilne gwiazdy. Uważa się, że Uran i Neptun uformowały się dopiero po powstaniu Jowisza i Saturna, gdy silny wiatr słoneczny przeniósł w przestrzeń kosmiczną większość materiału twórczego. W rezultacie, planety nagromadziły niewielkie ilości wodoru i helu — nie więcej, niż masa Ziemi każda. Uran and Neptun są czasami określane jako nieudane jądra ("failed cores")[24]. Głównym problemem teorii powstawania tych planet są przedziały czasowe, w jakich się one formowały. W obecnej odległości od Słońca proces zbierania materiału trwałby setki milionów lat, co jest niemożliwe bo gaz dysku jest wcześniej rozpraszany. Oznacza to, że Uran i Neptun uformowały się prawdopodobnie bliżej Słońca nawet pomiędzy obecnym położeniem Jowisza i Saturna, by później przemieścić się na zewnątrz Układu. (zobacz Migracja planet poniżej)[24][25]. Motion in the planetesimal era was not all inward toward the Sun; Próbki pobrane przez Stardust z komety Wild 2 zasugerowały, że materiały z wczesnego okresu formowania się Układu Słonecznego zostały przeniesione z cieplejszego, wewnętrznego Układu Słonecznego w region pasa Kuipera[26].

Po okresie między 3 – 10 mln lat[23] słoneczny wiatr młodego Słońca oczyścił dysk protoplanetary z gazów i pyłów, wyrzucając je w przestrzeń międzygwiezdną, kończąc w ten sposób okres wzrostu planet[27][28].

Ewolucja układu[edytuj | edytuj kod]

Początkowo sądzono, że planety ukształtowały się w pobliżu orbit, na których znajdują się obecnie. Jednak pogląd ten uległ gwałtownym zmianom pod koniec XX i na początku XXI wieku. Obecnie uważa się, że Układ Słoneczny zaraz po powstaniu wyglądał zupełnie inaczej niż obecnie. W wewnętrznym Układzie Słonecznym istniało kilka obiektów o masie równej co najmniej masie Merkurego, zewnętrzny Układ Słoneczny zajmował dużo mniej miejsca niż obecnie, a pas Kuipera znajdował się dużo bliżej Słońca[29].

Planety skaliste[edytuj | edytuj kod]

Pod koniec epoki formowania się planet w wewnętrznym Układzie Słonecznym znajdowało się od 50 do 100 protoplanet o rozmiarach pomiędzy Księżycem a Marsem[30][31]. Ich dalszy wzrost był możliwy wyłącznie dzięki temu, że obiekty te zderzały się ze sobą i łączyły w procesie, który mógł trwać nawet do 100 milionów lat.

Obiekty te oddziaływały grawitacyjnie na siebie wzajemnie, przyciągały się nawzajem, aż do ich zderzeń, w wyniku których planety zmieniały się, aż do czasu powstania z nich czterech innych planet [23]. W wyniku jednego z takich gigantycznych zderzeń, jak się obecnie uważa, powstał Księżyc (patrz Księżyce poniżej). Pozostałe trzy planety przemieściły się dalej, bliżej powłoki młodego Merkurego [32].

One unresolved issue with this model is that it cannot explain how the initial orbits of the proto-terrestrial planets, which would have needed to be highly eccentric in order to collide, produced the remarkably stable and circular orbits the terrestrial planets possess today[30]. One hypothesis for this "eccentricity dumping" is that the terrestrials formed in a disc of gas still not expelled by the Sun. The "gravitational drag" of this residual gas would have eventually lowered the planets' energy, smoothing out their orbits[31]. However, such gas, if it existed, would have prevented the terrestrials' orbits from becoming so eccentric in the first place[23]. Another hypothesis is that gravitational drag occurred not between the planets and residual gas but between the planets and the remaining small bodies. As the large bodies moved through the crowd of smaller objects, the smaller objects, attracted by the larger planets' gravity, formed a region of higher density, a "gravitational wake", in the larger objects' path. As they did so, the increased gravity of the wake slowed the larger objects down into more regular orbits[33].

The inner Solar System's period of giant impacts probably played a role in the Earth acquiring its current water content (~6×1021 kg) from the early asteroid belt. Water is too volatile to have formed with the Earth and must have been subsequently delivered from outer, colder parts of the Solar System[34]. The water was probably delivered by planetary embryos and small planetesimals thrown out of the asteroid belt by Jupiter[35]. A population of main-belt comets discovered in 2006 has been also suggested as a possible source for Earth's water[34][36]. In contrast, comets from the Kuiper belt or farther regions delivered not more than about 6% of Earth's water[37][38]. The panspermia hypothesis holds that life itself may have been deposited on Earth in this way, although this idea is not widely accepted[39].

Pas planetoid[edytuj | edytuj kod]

The outer edge of the terrestrial region, between 2 and 4 AU from Sun, is called the asteroid belt. The asteroid belt initially contained more than enough matter to form 2–3 Earth-like planets, and, indeed, a large number of planetesimals formed there. As with the terrestrials, planetesimals in this region later coalesced and formed 20–30 Moon to Mars-sized planetary embryos[40]; however, the proximity of Jupiter meant that after this planet formed, 3 million years after the Sun, the region's history changed dramatically[30]. Orbital resonances with Jupiter and Saturn are particularly strong in the asteroid belt, and gravitational interactions with more massive embryos scattered many planetesimals into those resonances. Jupiter's gravity increased the velocity of objects within these resonances, causing them to shatter upon collision with other bodies, rather than accrete[41].

As Jupiter migrated inward following its formation (see Planetary migration below), resonances would have swept across the asteroid belt, dynamically exciting the region's population and increasing their velocities relative to each other[42]. The cumulative action of the resonances and the embryos either scattered the planetesimals away from the asteroid belt or excited their orbital inclinations and eccentricities[40][43]. Some of those massive embryos too were ejected by Jupiter, while others may have migrated to the inner Solar System and played a role in the final accretion of the terrestrial planets[35][40][44]. The effects of the giant planets and planetary embryos left the asteroid belt with a total mass equivalent to less than 1% that of the Earth, comprised mainly of small planetesimals[43]. This is still 10–20 times more than the current mass in the main belt, which is about 1/2,000 the Earth's mass[45].

Migracja planet[edytuj | edytuj kod]

 Osobny artykuł: Migracja planetarna.
Symulacja pokazuje planety zewnętrzne i Pas Kuipera: a) Zanim stosunek Jowisza do Saturna wynosił 2:1 b) Podczas rozpraszania się obiektów Pasa Kuipera w Układ Słoneczny, poza orbitę Neptuna c) Po wypchnięciu ciał Pasa Kuipera przez Jowisz[38].

Zgodnie z hipotezą mgławicy planetarnej dwie zewnętrzne planety znajdują się nie na swoim miejscu. Lodowe olbrzymy, Uran i Neptun, istnieją w regionie, w którym ich powstanie było mało prawdopodobne ze względu na małą gęstość mgławicy słonecznej i długi okres orbitalny. Zamiast tego, uważa się, że obie planety powstały w pobliżu orbit Jowisza i Saturna, gdzie znajdowało się więcej materiału a na przestrzeni setek milionów lat przesunęły się na zewnątrz, na swoje obecne orbity[24].

Migracja zewnętrznych planet jest również konieczna, aby wyjaśnić istnienie i własności najbardziej zewnętrznych regionów Układu Słonecznego[25]. Poza orbitą Neptuna w Układzie Słonecznym rozciągają się pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta, trzy zbiory niewielkich lodowych obiektów uważanych za źródło pochodzenia większości obserwowanych komet. Pas Kuipera położony jest w odległości od 30 do 55 j.a. od Słońca, podczas gdy dysk rozproszony sięga 100 j.a. a najbardziej odległy obłok Oorta rozpoczyna się w odległości 50 000 j.a. od Słońca[25][46]. W tej odległości od Słońca akrecja była zbyt powolna, aby mogły powstać planety zanim mgławica słoneczna uległa rozproszeniu, a zatem pierwotny dysk miał zbyt małą gęstość materii aby mógł skonsolidować się w planetę. Jednakże pierwotnie, Pas Kuipera był dużo gęstszy i znajdował się bliżej Słońca. Jego zewnętrzna krawędź miała w przybliżeniu 30 j.a. Wewnętrzna krawędź byłaby wtedy dokładnie poza orbitami Uranu i Neptuna, które z kolei były bliżej Słońca kiedy się tworzyły (najprawdopodobniej w odległości między 15–20 j.a.), i w przeciwnych miejscach , gdy Neptun był bliżej do Słońca niż Uran[25][38].

After the formation of the Solar System, the orbits of all the giant planets continued to change slowly, influenced by their interaction with large number of remaining planetesimals. After 500–600 million years (about 4 billion years ago) Jupiter and Saturn fell into a 2:1 resonance; Saturn orbited the Sun once for every two Jupiter orbits[25]. This resonance created a gravitational push against the outer planets, causing Neptune surge past Uranus and plough into the ancient Kuiper belt. The planets scattered the majority of the small icy bodies inwards, while themselves moving outwards. These planetesimals then scattered off the next planet they encountered in a similar manner, moving the planets' orbits outwards while they moved inwards[47]. This process continued until the planetesimals interacted with Jupiter, whose immense gravity sent them into highly elliptical orbits or even ejected outright from the Solar System. This caused Jupiter to move slightly inward. Those objects scattered by Jupiter into highly elliptical orbits formed the Oort cloud;[25]. those objects scattered to a lesser degree by the migrating Neptune formed the current Kuiper belt and scattered disc[25]. This scenario explains the Kuiper belt's and scattered disc's present low mass. Some of the scattered objects, including Pluto, became gravitationally tied to Neptune's orbit, forcing them into mean-motion resonances[48]. Eventually, friction within the planetesimal disc made the orbits of Uranus and Neptune circular again[25][49].

In contrast to the outer planets, the inner planets are not believed to have migrated significantly over the age of the Solar System, because their orbits have remained stable following the period of giant impacts[23].

Wielkie Bombardowanie i później[edytuj | edytuj kod]

Ta sekcja jest w trakcie tłumaczenia przez Unk3mpt. Po zakończeniu, ta linijka zostanie usunięta.

 Osobny artykuł: Wielkie Bombardowanie.
Krater Barringera w Arizonie - jaskrawy przykład, że akrecja w Układzie Słonecznym wciąż trwa

Zakłócenia grawitacyjne wywołane ruchem planet zewnętrznych spowodowały wysłanie dużej ilości asteroidów do wewnętrznej części Układu Słonecznego, znacznie zmniejszając pierwotny pas do momentu gdy osiągnął on dzisiejszą, ekstremalnie niską masę[43]. To wydarzenie mogło być początkiem Wielkiego Bombardowania, które miało miejsce około 4 miliardy lat temu; 500-600 milionów lat po uformowaniu się Układu Słonecznego[38][50]. Ten okres ciężkiego bombardowania trwał kilkaset milionów lat i jego skutki są bez trudu dostrzegalne w postaci kraterów wciąż obecnych na geologicznie martwych ciałach wewnętrznego Układu Słonecznego takich jak Księżyc czy Merkury[38][51]. Najstarszy znany dowód na istnienie życia na Ziemii datuje się na 3,8 miliarda lat wstecz, czyli prawie natychmiast po zakończeniu okresu Wielkiego Bombardowania[52].

Zderzenia są uważane za regularną (nawet jeśli nieczęstą) część rozwoju Układu Słonecznego. Fakt, że ciągle się zdarzają jest udokumentowany w postaci kolizji komety Shoemaker Levy 9 z Jowiszem w 1994 oraz krater uderzeniowy w Arizonie. Proces akrecji, mimo to, nie jest kompletny i może wciąż stanowić zagrożenie dla życia na Ziemii[53] [54].

Impacts are believed to be a regular (if currently infrequent) part of the evolution of the Solar System. That they continue to happen is evidenced by the collision of Comet Shoemaker-Levy 9 with Jupiter in 1994, and the impact feature Meteor Crater in Arizona. The process of accretion, therefore, is not complete, and may still pose a threat to life on Earth[55][54].

Na ewolucję zewnętrznej części Układu Słonecznego najwyraźniej miały wpływ pobliskie supernowe oraz prawdopodobnie także przejście przez obłoki międzygw. Powierzchnie ciał zewnętrznej części Układu Słonecznego doświadczyły space weathering ze strony wiatru słonecznego, mikrometeorytów oraz neutralnych składników ośrodka międzygwiazdowego[56].

The evolution of the asteroid belt after Late Heavy Bombardment was mainly governed by collisions[57]. Objects with large mass have enough gravity to retain any material ejected by a violent collision. In the asteroid belt this usually is not the case. As a result, many larger objects have been broken apart, and sometimes newer objects have been forced out of the remnants in less violent collisions[57] Moons around some asteroids currently can only be explained as consolidations of material flung away from the parent object without enough energy to entirely escape its gravity[58].

Księżyce[edytuj | edytuj kod]

 Zobacz też: Teoria wielkiego zderzenia.

Wokół planet i licznych innych obiektów Układu Słonecznego istnieją liczne księżyce. Te naturalne satelity powstały w jeden z następujących sposobów:

  • co-formation from a circum-planetary disc (peculiar to the gas giants);
  • formation from impact debris (given a large enough impact at a shallow angle); and
  • capture of a passing object.

Jowisz i Saturn posiadają dużą liczbę księżyców, z których część prawdopodobnie powstała z dysków gazu w podobny sposób jak planety wokół Słońca. Należą do nich między innymi Io, Europa, Ganimedes i Tytan[59]. Na takie pochodzenie tych satelitów wskazują ich duże rozmiary i niewielka odległość od planety. Tych własności nie można wyjaśnić przechwyceniem, podczas gdy gazowa natura ich macierzystych planet wyklucza uformowanie się tych księżyców na skutek zderzeń. Z kolei zewnętrzne księżyce gazowych olbrzymów są niewielkie i mają ekscentryczne orbity charakteryzujące się inklinacją w stosunku do płaszczyzny obrotu planety. Te cechy odpowiadają charakterystykom obiektów przechwyconych[60][61]. Most such moons orbit in the reverse direction to their parent bodies' rotation. The largest irregular moon is Neptune's moon Triton, which is believed to be a captured Kuiper belt object[54].

Moons of solid Solar System bodies have been created by both collisions and capture. Mars's two small moons, Deimos and Phobos, are believed to be captured asteroids.[62]. The Earth's Moon is believed to have formed as a result of a single, large oblique collision[63][64]. The impacting object likely had a mass comparable to that of Mars, and the impact probably occurred near the end of the period of giant impacts[63]. The impact was probably the last one in series of mergers that formed Earth. There is another hypothesis: the Mars-sized object may have formed at one of the stable Earth-Sun Lagrangian points (either L4 or L5) and drifted from its position[65]. A percentage of the impactor's mantle kicked up by the collision ending up in orbit and coalescing into a moon[63]. Pluto's moon Charon may also have formed by means of a large collision; the Pluto-Charon and Earth-Moon systems are the only two in the Solar System in which the satellite's mass is at least 1% that of the larger body[66].

Przyszłość[edytuj | edytuj kod]

Zdjęcie Neptuna i jego księżyca Trytona wykonane przez sondę Voyager 2. Orbita Tryotna znajdzie się ostatecznie wewnątrz granicy Roche'a, gdzie siły pływowe doprowadzą do jego rozerwania i być może powstania nowego systemu pierścieni planetarnych

Astronomowie przewidują, że Układ Słoneczny w obecnej postaci nie ulegnie drastycznym zmianom dopóki Słońce nie spali całego wodoru w swoim jądrze zamieniając go w hel i przechodząc w kolejną fazę ewolucji na diagramie Hertzsprunga-Russella zmieniając się z gwiazdy ciągu głównego w czerwonego olbrzyma. Mimo to, do tego czasu Układ Słoneczny będzie ulegał powolnym zmianom.

Long-term stability[edytuj | edytuj kod]

The Solar System is chaotic,[67]. with the orbits of the planets open to long-term variations. One notable example of this chaos is the Neptune-Pluto system, which lies in a 3:2 orbital resonance. Although the resonance itself will remain stable, it becomes impossible to predict the position of Pluto with any degree of accuracy more than 10–20 million years (the Lyapunov time) into the future[68]. The planets' orbits are chaotic over longer timescales, such that the whole Solar System possesses a Lyapunov time in the range of 2–230 million years[69]. In all cases this means that the position of a planet along its orbit ultimately becomes impossible to predict with any certainty (so, for example, the timing of winter and summer become uncertain); but in some cases the orbits themselves may change dramatically. Such chaos manifests most strongly as changes in eccentricity, with some planets' orbits becoming significantly more—or less—elliptical[70].

Ultimately, the Solar System is stable in that none of the planets will collide with each other or be ejected from the system in the next few billion years[69]. Beyond this, within five billion years or so Mars' eccentricity may grow to around 0.2, such that it lies on an Earth-crossing orbit, leading to a potential collision. In the same timescale, Mercury's eccentricity may grow even further, and a close encounter with Venus could theoretically eject it from the Solar System altogether[67] or send it on a collision course with Venus or Earth[71].

Moon-ring systems[edytuj | edytuj kod]

The evolution of moon systems is driven by tidal forces. A moon will raise a tidal bulge in the object it orbits (the primary) due to the differential gravitational force across diameter of the primary. If a moon is revolving in the same direction as the planet's rotation and the planet is rotating faster than the orbital period of the moon, the bulge will constantly be pulled ahead of the moon. In response, the moon will gain energy and slowly spiral outward. The same situation will also cause the primary to rotate more slowly over time. The Earth and its Moon are just one example of this configuration. Other examples are the Galilean moons of Jupiter (as well as many of Jupiter's smaller moons)[72]. and most of the larger moons of Saturn[73].

A different scenario occurs when the moon is either revolving around the primary faster than the primary rotates or is revolving in the opposite direction of the planet's rotation. In these cases, the tidal bulge ends up being behind the moon in its orbit. This tidal deceleration causes the moon to spiral in towards the primary until it either is torn apart by tidal stresses, potentially creating a planetary ring system, or crashes into the planet's surface or atmosphere. Such a fate awaits the moons Phobos of Mars (within 30 to 50 million years)[74], Triton of Neptune (in 3.6 billion years)[75] and Metis and Adrastea of Jupiter[76]. Uranus' Desdemona may even collide with one of its neighboring moons[77].

A third possibility is where the primary and moon are tidally locked to each other. In that case, the tidal bulge stays directly under the moon and the orbital period will not change. Pluto and Charon are an example of this type of configuration[78].

Prior to the 2004 arrival of the Cassini–Huygens spacecraft, the rings of Saturn were widely thought to be much younger than the Solar System and not expected to survive beyond 300 million years. The gravity from Saturn's moons would gradually sweep the rings' outer edge toward the planet, and, eventually, abrasion by meteorites and Saturn's gravity would take the rest, leaving Saturn unadorned[79]. However, data from the Cassini mission led scientists to revise that early view. Observations revealed 10 km-wide icy clumps of material that repeatedly break apart and reform, keeping the material fresh. Saturn's rings are far more massive than the rings of the other gas giants. This excess mass is believed to have preserved Saturn's rings since the planet first formed 4.5 billion years ago and is likely to preserve them for billions of years to come[80].

Evolution of the Sun and planetary environments[edytuj | edytuj kod]

Porównanie rozmiarów Słońca obecnie i w przyszłości jako czerwonego olbrzyma
 Zobacz też: Ewolucja gwiazd.

In the long term, the greatest changes in the Solar System will come from changes in the Sun itself as it ages. As the Sun burns through its supply of hydrogen fuel, it gets hotter and burns the remaining fuel even faster. As a result, the Sun is growing brighter at a rate of ten percent every 1.1 billion years[81]. In one billion years' time, as the Sun's radiation output increases, its circumstellar habitable zone will move outwards, and the Earth's surface will be seared by solar radiation until it becomes uninhabitable. At this point, all life on land will become extinct[82]. Though life could still survive in the deeper oceans, evaporation of water, a potent greenhouse gas, from the oceans' surface could accelerate temperature increase, potentially ending all life on Earth less than 1 billion years from now[83]. During this time it is possible that as Mars's surface temperature gradually rises, carbon dioxide and water currently frozen under the surface soil will be liberated into the atmosphere, creating a greenhouse effect which will heat up the planet until it achieves parallel conditions to those on Earth today, providing a potential future abode for life[84]. Over the course of a further billion years, Earth's oceans will gradually evaporate, and all life (in known forms) will be impossible. By 3.5 billion years from now, Earth's surface condition will be similar to that of Venus today[81].

Around 5.4 billion years from now, all of the hydrogen in the core of the Sun will have fused into helium. The core will no longer be supported against gravitational collapse and will begin to contract, heating a shell around the core until hydrogen begins to fuse within it[82]. This causes the outer layers of the star to expand greatly, and the star will enter a phase of its life in which it is called a red giant[85][86]. Within 7.5 billion years, the Sun will have expanded to a radius of 1.2 AU—256 times its current size. At the tip of the red giant branch, as a result of the vastly increased surface area, the Sun's surface will be much cooler (about 2600 K) than now and its luminosity much higher—up to 2700 current solar luminosities. For part of its red giant life, the Sun will have a strong stellar wind which will carry away around 33% of its mass[82][87][88]. During these times, it is possible that Saturn's moon Titan could achieve surface temperatures necessary to support life[89][90].

As the Sun expands, it will most likely swallow the planets Mercury and Venus. Earth's fate is less clear; although the Sun will envelop Earth's current orbit, the star's loss of mass (and thus weaker gravity) will cause the planets' orbits to move farther out[82]. If it were only for this, Earth would probably escape incineration[87], but a 2008 study suggests that Earth will likely be swallowed up as a result of tidal interactions with the Sun's weakly bound outer envelope[82].

Gradually, the hydrogen burning in the shell around the solar core will increase the mass of the core until it reaches about 45% of the present solar mass. At this point the density and temperature will become so high that the fusion of helium into carbon will begin, leading to a helium flash; the Sun will shrink from around 250 to 11 times its present (main sequence) radius. Consequently, its luminosity will decrease from around 3000 to 54 times its current level, and its surface temperature will increase to about 4770 K. The Sun will become a horizontal branch star, burning helium in its core in a stable fashion much like it burns hydrogen today. The helium-fusing stage will last only 100 million years. Eventually, it will have to again resort to its reserves in its outer layers and will expand again, turning into what is known as an asymptotic giant branch star. Here the luminosity of the Sun will increase again, reaching about 2090 present luminosities, and it will cool to about 3500 K[82]. This phase lasts about 30 million years, after which, over the course of a further 100,000 years, the Sun's remaining outer layers will fall away, ejecting a vast stream of matter into space and forming a halo known (misleadingly) as a planetary nebula. The ejected material will be contain the helium and carbon produced by the Sun's nuclear reactions, continuing the enrichment of the interstellar medium with heavy elements for future generations of stars[91].

Mgławica Pierścień, mgławica planetarna podobna do jakiej stanie się Słońce

This is a relatively peaceful event; nothing akin to a supernova, which our Sun is too small to undergo as part of its evolution. Any observer present to witness this occurrence would see a massive increase in the speed of the solar wind, but not enough to destroy a planet completely. However, the star's loss of mass could send the orbits of the surviving planets into chaos, causing some to collide, others to be ejected from the Solar System, and still others to be torn apart by tidal interactions[92]. Afterwards, all that will remain of the Sun is a white dwarf, an extraordinarily dense object, 54% its original mass but only the size of the Earth. Initially, this white dwarf may be 100 times as luminous as the Sun is now. It will consist entirely of degenerate carbon and oxygen, but will never reach temperatures hot enough to fuse these elements. Thus the white dwarf Sun will gradually cool, growing dimmer and dimmer[93].

As the Sun dies, its gravitational pull on the orbiting bodies such as planets, comets and asteroids will weaken. All remaining planets' orbits will expand; if Earth still exists, its orbit will lie at about 1.85 AU, and Mars' orbit will lie at about 2.8 AU. They and the other remaining planets will become dark, frigid hulks, completely devoid of any form of life[87]. They will continue to orbit their star, their speed slowed due to their increased distance from the Sun and the Sun's reduced gravity. Two billion years later, when the Sun has cooled to the 6000–8000K range, the carbon and oxygen in the Sun's core will freeze, with over 90% of its remaining mass assuming a crystalline structure[94]. Eventually, after billions more years, the Sun will finally cease to shine altogether, becoming a black dwarf[95].

Galactic evolution[edytuj | edytuj kod]

 Osobny artykuł: Zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną.

Chociaż zdecydowana większość galaktyk we wszechświecie oddala się od Drogi Mlecznej, to Galaktyka Andromedy, największa galaktyka w Grupie Lokalnej, zbliża się do nas z prędkością około 120 km/s[96]. Za około 2 miliardy lat Andromeda i Droga Mleczna zderzą się, causing both to deform as siły pływowe distort their outer arms into vast tidal tails. When this initial disruption occurs, astronomers calculate a 12% chance that the Solar System will be pulled outward into the Milky Way's tidal tail and a 3% chance that it will become gravitationally bound to Andromeda and thus a part of that galaxy[96] After a further series of glancing blows, during which the likelihood of the Solar System's ejection rises to 30%, the galaxies' supermassive black holes will merge. Eventually, in roughly 7 billion years, the Milky Way and Andromeda will complete their merger into a giant elliptical galaxy. During the merger, if there is enough gas, the increased gravity will force it to the centre of the forming elliptical galaxy. This may lead to a short period of intensive star formation called a starburst[96]. In addition the infalling gas will feed the newly formed black hole transforming it into an active galactic nucleus. The force of these interactions will likely push the Solar System into the new galaxy's outer halo, leaving it relatively unscathed by the radiation from these collisions[96][97].

It is a common misconception that this collision will disrupt the orbits of the planets in the Solar System. While it is true that the gravity of passing stars can detach planets into interstellar space, distances between stars are so great that the likelihood of the Milky Way-Andromeda collision causing such disruption to any individual star system is negligible. While the Solar System as a whole could be affected by these events, the Sun and planets are not expected to be disturbed[98].

However, over time, the cumulative probability of a chance encounter with a star increases, and disruption of the planets becomes all but inevitable. Assuming that the Big Crunch or Big Rip scenarios for the end of the universe will not occur, calculations suggest that the gravity of passing stars will have completely stripped the dead Sun of remaining planets within 1 quadrillion (1015) years. This point marks the end of the Solar System. While the Sun and planets will survive, the Solar System, in any meaningful sense, will cease to exist[99].

Chronologia[edytuj | edytuj kod]

Chronologia powstania Układu Słonecznego została wyznaczona przy pomocy datowania izotopowego. Naukowcy szacują, że Układ Słoneczny ma 4,6 miliarda lat. Najstarsze skały na Ziemi mają około 4,4 miliarda lat[100]. Rocks this old are rare, as Earth's surface is constantly being reshaped by erosion, volcanism, and plate tectonics. To estimate the age of the Solar System, scientists use meteorites, which were formed during the early condensation of the solar nebula. Almost all meteorites (see the Canyon Diablo meteorite) are found to have an age of 4.6 billion years, suggesting that the Solar System must be at least this old[101].

Studies of discs around other stars have also done much to establish a time frame for Solar System formation. Stars between one and three million years old possess discs rich in gas, whereas discs around stars more than 10 million years old have little to no gas, suggesting that planets within them have ceased forming[23].

Chronologia powstania i ewolucji Układu Słonecznego[edytuj | edytuj kod]

Uwaga: Daty i czasy podane w tabeli są przybliżeniami i należy je traktować wyłącznie jako wskaźnik rzędu wielkości.

Faza Czas od powstania Słońca Wydarzenie
Przed Układem Słonecznym Miliardy lat przed powstaniem Układu Słonecznego Poprzednie pokolenia gwiazd żyły i umierały, wprowadzając pierwiastki ciężkie do ośrodka międzygwiazdowego z którego utworzył się Ukłąd Słoneczny[13]
ok. 5×107 lat przed powstaniem Układu Słonecznego Gdy Układ Słoneczny uformował się, w Mgławicy Oriona tworzyły się gwiazdy. Formowały się one i żyły by potem umierzeć i eksplodować w supernowe. Supernowa może oddziaływać na powstający Układ Słoneczny [8][9]
Powstawanie Słońca 0–1×105 lat Mgławice przedsłoneczne formują się i zaczynają się zapadać. Zaczyna tworzyć się Słońce[23].
1×105–5×107 lat Słońce stało się gwiazdą typu T Tauri[14].
1×105–7 lat Formują się zewnętrzne planety. Przez  lat, gaz z dysków protoplanetarnych był wywiewany, i formowanie się zewnętrznych planet jest prawie ukończone[23].
1×107–8 lat Formują się planety skaliste i Księżyc. Następują ogromne zderzenia. Na Ziemi pojawiła się woda[38].
Gwiazada ciągu głównego 5×107 lat Słońce stało się gwiazdą ciągu głównego[19].
2×108 lat Powstały najstarsze skały na Ziemii[100].
5–6×108 lat Resonance in Jupiter and Saturn's orbits moves Neptune out into the Kuiper belt. Late Heavy Bombardment occurs in the inner Solar System[38].
8×108 lat Pierwsze ślady życia na Ziemi[52].
4,6×109 lat Obecnie. Słońce zostaje główną gwiazdą pasma, ciągle staje się cieplejsze i jaśniejsze o około ~10% na lat[81].
6×109 lat Sun's habitable zone moves outside of the Earth's orbit, possibly shifting into Mars' orbit[84].
7×109 lat The Milky Way and Andromeda Galaxy begin to collide. This event probably has little impact on the Solar System[96].
Post-main sequence 10–12×109 lat Sun exhausts the hydrogen in its core, ending its main sequence life. Sun begins to ascend the red giant branch of the Hertzsprung-Russell diagram, growing dramatically more luminous (by a factor of up to 2700), larger (by a factor of up to 250 in radius), and cooler (down to 2600 K): Sun is now a red giant. Mercury, Venus, and possibly Earth are swallowed[82].
ok. 12×109 lat Sun passes through helium-burning horizontal branch and asymptotic giant branch phases, losing a total of ~30% of its mass in all post-main sequence phases. Asymptotic giant branch phase ends with the ejection of a planetary nebula, leaving the core of the Sun behind as a white dwarf[82][91]
Remnant Sun ponad 12×109 lat Słońce jako biały karzeł nie będzie wytwarzać już energii, jego temperatura i jasność będą spadać aż do osiągnięcia stanu czarnego karła[93][95].
1015 lat Temperatura Słońca spadnie do 5 K[102]. Grawitacja przechodzących gwiazd wytrąci planety z ich orbit. Koniec Układu Słonecznego[99].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

  1. ↑ Poglądowi temu przeczą ostatnie odkrycia planet krążących wokół białych karłów oraz kształty mgławic planetarnych świadczące o istnieniu planet
  2. ↑ Solar system. [w:] Merriam Webster Online Dictionary [on-line]. 2008. [dostęp 19 maja 2008]. (ang.).
  3. ↑ M. M. Woolfson. Rotation in the Solar System. „Philosophical Transactions of the Royal Society of London”. 27 listopada 1984. 1524. s. 5-18. (ang.). 
  4. ↑ Nigel Henbest: Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table. [w:] New Scientist [on-line]. 1991. (ang.).
  5. ↑ David Whitehouse: The Sun: A Biography. John Wiley and Sons, 2005. ISBN 978-0470092972.
  6. ↑ a b Origin of the Chemical Elements. W: Simon Mitton: Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum, 2005, s. 197–222. ISBN 978-1854109613.
  7. ↑ a b c d e f Ann Zabludoff: Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. University of Arizona, wiosna 2003. [dostęp 19 maja 2008].
  8. ↑ a b J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin. The Cradle of the Solar System. „Science”. 5674, s. 1116–1117, 21 maja 2004. (ang.). 
  9. ↑ a b Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer. Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk. „Science”. 5828, s. 1178–1181, 2007. (ang.). 
  10. ↑ The chemical composition of the pre-solar nebula. W: W. M. Irvine: Cometary Exploration. 1983, s. 3–12.
  11. ↑ J. J. Rawal. Further Considerations on Contracting Solar Nebula. „Earth, Moon, and Planets”. 34 (1), s. 93–100, 1986. Springer Netherlands. (ang.). 
  12. ↑ Zeilik, Gregory, str. 207.
  13. ↑ a b Charles H. Lineweaver. An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect. „Icarus”. 151, s. 307–313, 2001. arXiv:astro-ph/0012399. (ang.). 
  14. ↑ a b Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years. „Earth, Moon, and Planets”. 98, s. 39–95, 2006. Spinger. (ang.). 
  15. ↑ Jane S. Greaves. Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. „Science”. 307, s. 68, 2005. (ang.). 
  16. ↑ Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm. W: M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida: The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 2003, s. 85. (ang.).
  17. ↑ Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt et al.. Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars. „The Astronomical Journal”. 117, s. 1490–1504, March 1999. (ang.). 
  18. ↑ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger. Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems. „Astrophysical Journal”. 589, s. 397, 2003. (ang.). 
  19. ↑ a b Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes. Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Isochrones for Solar Mixture. „Astrophysical Journal Supplement”. 136, s. 417, 2001. arXiv:astro-ph/0104292. (ang.). 
  20. ↑ Zeilik, Gregory, str. 320.
  21. ↑ A. P. Boss, R. H. Durisen. Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation. „The Astrophysical Journal”. 621, s. L137–L140, 2005. (ang.). 
  22. ↑ P. Goldreich, W. R. Ward. The Formation of Planetesimals. „Astrophysical Journal”. 183, s. 1051, 1973. (ang.). 
  23. ↑ a b c d e f g h i j k Douglas N. C. Lin. The Chaotic Genesis of Planets. „Scientific American”. 298 (5), s. 50–59, 2008. (ang.). 
  24. ↑ a b c E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison. The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn. „Astronomical Journal”. 123 (5), s. 2862–2883, 2002. (ang.). 
  25. ↑ a b c d e f g h Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al.. Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune. „eprint arXiv:0712.0553”, 2007. (ang.). 
  26. ↑ Emily Lakdawalla: Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender. [w:] The Planetary Society [on-line]. 2006. [dostęp 2007-01-02].
  27. ↑ B. G. Elmegreen. On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind. „Astronomy & Astrophysics”, s. 77, 1979. [dostęp 2006-11-19]. 
  28. ↑ Heng Hao: Disc-Protoplanet interactions. [w:] Harvard University [on-line]. 24 November 2004. [dostęp 2006-11-19].
  29. ↑ Mike Brown (California Institute of Technology): Dysnomia, the moon of Eris. [dostęp 21 maja 2008]. (ang.).
  30. ↑ a b c Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt. „Icarus”, s. 338–347, 2001. DOI: 10.1006/icar.2001.6702. 
  31. ↑ a b Junko Kominami, Shigeru Ida. The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets. „Icarus”. 157 (1), s. 43–56, 2001. (ang.). 
  32. ↑ Sean C. Solomon. Mercury: the enigmatic innermost planet. „Earth and Planetary Science Letters”, s. 441–455, 2003. DOI: 10.1016/S0012-821X(03)00546-6. 
  33. ↑ Peter Goldreich, Yoram Lithwick, Re’em Sari. Final Stages of Planet Formation. „The Astrophysical Journal”, s. 497, 10 October 2004. DOI: 10.1086/423612. 
  34. ↑ a b Henry H. Hsieh, David Jewitt. A Population of Comets in the Main Asteroid Belt. „Science”, s. 561–563, 23 March 2006. DOI: 10.1126/science.1125150. [dostęp 2008-04-05]. 
  35. ↑ a b Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine. High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability. „Astrobiology”, s. 66–84, 2007. DOI: 10.1089/ast.2006.06-0126. 
  36. ↑ Francis Reddy: New comet class in Earth's backyard. [w:] astronomy.com [on-line]. 2006. [dostęp 2008-04-29].
  37. ↑ A. Morbidelli, J. Chambers, J. I. Lunine, J. M. Petit, F. Robert, G. B. Valsecchi, K. E. Cyr. Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth. „Meteoritics & Planetary Science”, s. 1309, 2000. ISSN 1086–9379. 
  38. ↑ a b c d e f g R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets. „Nature”, s. 466, 2005. DOI: 10.1038/nature03676. 
  39. ↑ Florence Raulin-Cerceau, Marie-Christine Maurel, Jean Schneider. From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life. „Origins of Life and Evolution of Biospheres”, s. 597–612, 1998. Springer Netherlands. DOI: 10.1023/A:1006566518046. [dostęp 2007-12-19]. 
  40. ↑ a b c William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al.. Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion. „Icarus”, s. 63–94, 2005. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.05.017. 
  41. ↑ R. Edgar, P. Artymowicz. Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, s. 769–772, 2004. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. [dostęp 2008-05-12]. 
  42. ↑ Szablon:Cite conference
  43. ↑ a b c David O’Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke. The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited. „Icarus”, s. 434–452, 2007. DOI: 10.1016/j.icarus.2007.05.005. 
  44. ↑ Susan Watanabe: Mysteries of the Solar Nebula. 20 July 2001. [dostęp 2007-04-02].
  45. ↑ Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, M. V. Vasilyev, E. I. Yagudina. Hidden Mass in the Asteroid Belt. „Icarus”. 1, s. 98–105, July 2002. DOI: 10.1006/icar.2002.6837. 
  46. ↑ Alessandro Morbidelli: Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs. 3 February 2008. [dostęp 2007-05-26].
  47. ↑ G. Jeffrey Taylor: Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon. [w:] Planetary Science Research Discoveries [on-line]. 21 August 2001. [dostęp 2008-02-01].
  48. ↑ R. Malhotra. The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune. „Astronomical Journal”, s. 420, 1995. DOI: 10.1086/117532. arXiv:astro-ph/9504036. (ang.). 
  49. ↑ M. J. Fogg, R. P. Nelson. On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems. „Astronomy & Astrophysics”, s. 1195, 2007. DOI: 10.1051/0004-6361:20066171. arXiv:astro-ph/0610314. (ang.). 
  50. ↑ Kathryn Hansen: Orbital shuffle for early solar system. [w:] Geotimes [on-line]. 2005. [dostęp 2006-06-22].
  51. ↑ Chronology of Planetary surfaces. [w:] NASA History Division [on-line]. [dostęp 2008-03-13].
  52. ↑ a b UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago. 21 July 2006. [dostęp 2008-04-29].
  53. ↑ Clark R. Chapman. The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash. „Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien,”, s. 51–54, 1996. ISSN 00167800. [dostęp 2008-05-06]. 
  54. ↑ a b c Craig B. Agnor, Hamilton P. Douglas. Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter. „Nature”, s. 192–194, 2006. DOI: 10.1038/nature04792.  Błąd w przypisach: Nieprawidłowy znacznik <ref>; nazwę „Agnor2006” zdefiniowano więcej niż raz z różną zawartością
  55. ↑ Clark R. Chapman. The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash. „Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien,”, s. 51–54, 1996. ISSN 00167800. [dostęp 2008-05-06]. 
  56. ↑ Beth E. Clark, Robert E. Johnson. Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space. „Eos, Transactions, American Geophysical Union”, s. 141, 1996. DOI: 10.1029/96EO00094. [dostęp 2008-03-13]. 
  57. ↑ a b Szablon:Cite conference
  58. ↑ H. Alfvén, G. Arrhenius: The Small Bodies. [w:] SP–345 Evolution of the Solar System [on-line]. 1976. [dostęp 2007-04-12].
  59. ↑ N. Takato, S. J. Bus et al.. Detection of a Deep 3-m Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV). „Science”. 306, s. 2224, 2004. (ang.). 
  60. ↑ Szablon:Cite conference
  61. ↑ Scott S. Sheppard (Carnegie Institution of Washington): The Giant Planet Satellite and Moon Page. [w:] Personal web page [on-line]. [dostęp 2008-03-13].
  62. ↑ Szablon:Harvtxt
  63. ↑ a b c R. M. Canup, E. Asphaug. Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation. „Nature”, s. 708, 2001. DOI: 10.1038/35089010. 
  64. ↑ D. J. Stevenson. Origin of the moon – The collision hypothesis. „Annual Review of Earth and Planetary Sciences”, s. 271, 1987. DOI: 10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. 
  65. ↑ G. Jeffrey Taylor: Origin of the Earth and Moon. [w:] Planetary Science Research Discoveries [on-line]. 31 December 1998. [dostęp 2007-07-25].
  66. ↑ Robin M. Canup. A Giant Impact Origin of Pluto-Charon. „Science”, s. 546–550, 28 January 2005. DOI: 10.1126/science.1106818. [dostęp 2008-05-01]. 
  67. ↑ a b J. Laskar. Large-scale chaos in the solar system. „Astronomy and Astrophysics”, s. L9–L12, 1994. 
  68. ↑ Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom. Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic. „Science”, s. 433–437, 1988. 
  69. ↑ a b Wayne B. Hayes. Is the outer Solar System chaotic?. „Nature Physics”, s. 689–691, 2007. DOI: 10.1038/nphys728. arXiv:astro-ph/0702179. (ang.). 
  70. ↑ Ian Stewart: Does God Play Dice?. Wyd. 2nd. Penguin Books, 1997, s. 246–249. ISBN 0-14-025602-4.
  71. ↑ David Shiga: The solar system could go haywire before the sun dies. [w:] NewScientist.com News Service [on-line]. 23 April 2008. [dostęp 2008-04-28].
  72. ↑ A. Gailitis. Tidal Heating of Io and orbital evolution of the Jovian satellites. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, s. 415, 1980. [dostęp 2008-03-27]. 
  73. ↑ R. Bevilacqua, O. Menchi, A. Milani et. al.. Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case. „Earth, Moon, and Planets”. 2, s. 141–152, April 1980. [dostęp 2007-08-27]. 
  74. ↑ Bruce G. Bills, Gregory A. Neumann, David E. Smith, and Maria T. Zuber. Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos. „Journal of Geophysical Research”, s. E07004, 2006. DOI: 10.1029/2004JE002376. 
  75. ↑ C. F. Chyba, D. G. Jankowski, P. D. Nicholson. Tidal evolution in the Neptune-Triton system. „Astronomy & Astrophysics”, s. 23, 1989. [dostęp 2007-03-03]. 
  76. ↑ Szablon:Cite conference
  77. ↑ Martin J. Duncan, Jack J. Lissauer. Orbital Stability of the Uranian Satellite System. „Icarus”. 1, s. 1–12, 1997. DOI: 10.1006/icar.1996.5568. 
  78. ↑ Marc Buie, William Grundy, Eliot Young, Leslie Young, Alan Stern. Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005. „The Astronomical Journal”, s. 290, 2006. DOI: 10.1086/504422. arXiv:astro-ph/0512491. (ang.). 
  79. ↑ Stefano Coledan: Saturn Rings Still A Mystery. [w:] Popular Mechanics [on-line]. 2002. [dostęp 2007-03-03].
  80. ↑ Saturn's recycled rings. „Astronomy Now”, s. 9, February 2008. 
  81. ↑ a b c Jeff Hecht: Science: Fiery future for planet Earth. [w:] New Scientist [on-line]. 2 April 1994. [dostęp 2007-10-29].
  82. ↑ a b c d e f g h K. P. Schroder, Robert Cannon Smith. Distant future of the Sun and Earth revisited. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, s. 155–163, 2008. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. 
  83. ↑ Knut Jørgen, Røed Ødegaard: Our changing solar system. [w:] Centre for International Climate and Environmental Research [on-line]. 2004. [dostęp 2008-03-27].
  84. ↑ a b Jeffrey Stuart Kargel: Mars: A Warmer, Wetter Planet. Springer, 2004. ISBN 1-85233-568-8. [dostęp 2007-10-29].
  85. ↑ Szablon:Harvtxt
  86. ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs). [w:] NASA Goddard Space Center [on-line]. 2006. [dostęp 2006-12-29].
  87. ↑ a b c I. J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future. „Astrophysical Journal”, s. 457, 1993. 
  88. ↑ Szablon:Harvtxt
  89. ↑ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay. Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon. „Geophysical Research Letters”, s. 2905, 1997. [dostęp 2008-03-21]. 
  90. ↑ Marc Delehanty: Sun, the solar system's only star. [w:] Astronomy Today [on-line]. [dostęp 2006-06-23].
  91. ↑ a b Bruce Balick (Department of Astronomy, University of Washington): Planetary nebulae and the future of the Solar System. [w:] Personal web site [on-line]. [dostęp 2006-06-23].
  92. ↑ B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, J. Southworth, A. Rebassa-Mansergas. A Gaseous Metal Disk Around a White Dwarf. „Science”, s. 1908–1910, 2006. DOI: 10.1126/science.1135033. 
  93. ↑ a b Richard W. Pogge: The Once & Future Sun. [w:] New Vistas in Astronomy [on-line]. 1997. [dostęp 2005-12-07].
  94. ↑ T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, A. Kanaan. Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093. „Astrophysical Journal”, s. L133, 2004. DOI: 10.1086/420884. arXiv:astro-ph/0402046. (ang.). 
  95. ↑ a b G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron. The Potential of White Dwarf Cosmochronology. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”, s. 409–435, 2001. DOI: 10.1086/319535. [dostęp 2008-05-11]. 
  96. ↑ a b c d e Fraser Cain: When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?. [w:] Universe Today [on-line]. 2007. [dostęp 2007-05-16].
  97. ↑ J. T. Cox, Abraham Loeb. The Collision Between The Milky Way And Andromeda. „Montly Notices of the Royal Astronomical Society”, 2007. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. Szablon:Arxiv. [dostęp 2008-04-02]. 
  98. ↑ J. Braine, U. Lisenfeld, P. A. Duc, E. Brinks, V. Charmandaris, S. Leon. Colliding molecular clouds in head-on galaxy collisions. „Astronomy and Astrophysics”, s. 419–428, 2004. [dostęp 2008-04-02]. 
  99. ↑ a b Freeman Dyson. Time Without End: Physics and Biology in an open universe. „Reviews of Modern Physics”, s. 447, July 1979. DOI: 10.1103/RevModPhys.51.447. [dostęp 2008-04-02]. 
  100. ↑ a b Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham. Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago. „Nature”. 409. s. 175–178. (ang.). 
  101. ↑ Earth's Place in the Solar System. W: Gary Ernst Wallace: Earth Systems: Processes and Issues. Cambridge University Press, 2000, s. 45–58. [dostęp 2008-04-04].
  102. ↑ John D. Barrow, Frank J. Tipler: The Anthropic Cosmological Principle. Oxford University Press, 1986. ISBN 0-19-282147-4.

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • Michael A. Zeilik, Stephen A. Gregory: Introductory Astronomy & Astrophysics. Wyd. 4. Saunders College Publishing, 1998. ISBN 0-03-006228-4.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Category:Stellar astronomy Category:Planetary science Category:Solar System Category:Planets Category:Solar System dynamic theories [[be-x-old:Паходжаньне Сонечнай сыстэмы]] [[ca:Formació i evolució del sistema solar]] [[da:Solsystemets dannelse og udvikling]] [[es:Formación y evolución del Sistema Solar]] [[eu:Eguzki sistemaren sorrera eta garapena]] [[fr:Formation et évolution du système solaire]] [[gl:Formación e evolución do Sistema Solar]] [[ko:태양계의 형성과 진화]] [[it:Origine ed evoluzione del sistema solare]] [[he:ההיווצרות וההתפתחות של מערכת השמש]] [[ru:Происхождение Солнечной системы]] [[sk:Vznik a vývoj slnečnej sústavy]] [[fi:Aurinkokunnan muodostuminen]] [[uk:Формування та еволюція Сонячної системи]] [[zh:太阳系的形成与演化]]

Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Wikiprojekt:Tłumaczenie_artykułów/Powstanie_i_ewolucja_Układu_Słonecznego&oldid=54971062”