Na vzniku Sluneční soustavy se podílela náhoda. Jak k ní došlo? U zrodu naší soustavy stály tři sudičky. Co jí daly do vínku?
Velký Třesk a co dál?
Při velkém třesku, který dal vzniknout hmotě, času i prostoru, se vytvořily jen dva prvky – vodík a helium, pokud nepočítáme nepatrné a zanedbatelné množství berylia a lithia.
Oba plyny formovaly oblaka hmoty, ze kterých vznikaly první hvězdy. Právě v nich docházelo díky termonukleární reakci k dalšímu spojování jednoduchých a lehkých jader. Hvězdy tak spalováním vodíku a helia vyrobily další chemické prvky – stavební kameny, ze kterých se skládáme jak my, tak naše planeta.
První hvězdy se začaly tvořit zhruba 20 miliónů let po velkém třesku. Tehdejší vesmír byl ve srovnání s naším relativně malý a proto i hustý. Tehdejší hvězdy měly k dispozici obrovské množství materiálu. Obří hvězdy kromě toho spalují svou hmoty rychleji než malé, žijí intenzivněji a končí svou kariéru efektními výbuchy. Právě díky jim vznikly všechny ostatní prvky, které kolem sebe pozorujeme.
Výbuchy supernov, kterými končí svůj aktivní život těžké hvězdy, implantovaly tyto těžší prvky do okolního prostoru, vyplněného do té doby jen vodíkem a nepatrným množstvím helia. Díky pohybu galaxie se tyto prvky ale dostávají i do překvapivě vzdálených oblastí, kde by je nikdo nečekal. Supernova je extrémním jevem. Je doprovázena obrovským zvýšením teploty zúčastněné hmoty (až 60 miliónů stupňů). Vysoká teplota odpovídá velice rychlému pohybu jejích molekul. Část hmoty supernovy se může díky rychlému pohybu dostat i do vnějších částí galaktického disku. Tam postupem doby ochladne. Galaktická gravitace ji potom zase přitáhne zpět, blíže ke svému jádru. Mezitím se ale její spirální ramena (disk) pootočila, takže hmota, vzniklá v supernově, dopadá do úplně jiné oblasti, než ve které původně vznikla a obohacuje o těžké prvky i regiony, ve kterých původně žádné těžší hvězdy nebyly.
Konec života velice hmotných hvězd – výbuch supernovy – způsobuje ve svém okolí drastické změny. Hmota, kterou hvězda vyvrhla do okolního prostoru, se pohybuje obrovskou rychlostí. Hodnoty kolem 10 000 km/s pro ně nejsou žádnou výjimkou. Pro srovnání – maximální dosažitelnou rychlostí je v našem vesmíru rychlost světla – 300 000 km/s. Hmota, kterou se pohybuje hmota supernovy, tedy dosahuje několika procent rychlosti světla. Není tedy divu, že způsobuje ve svém okolí masivní rázovou vlnu.
V našem případě – v době, kdy byl vesmír pořád ještě relativně mladý a hustý – tato rázová vlna naráží na okolní oblaka plynu a způsobuje v nich další zahuštění, které vede ke vzniku nové generace hvězd. Ty už mají k dispozici nejen vodík, ale i malé množství těžších prvků. Celá situace se může opakovat s tím rozdílem že nová hvězda kolem sebe může vybudovat už i planetární systém. Těžší prvky totiž už nejsou ve formě plynu, jak tomu bylo u vodíku a helia, ale tvoří pevné částečky, kterým říkáme „prach“. Z prachu se mohou kolem nově zformované hvězdy tvořit kondenzáty – kameny. Srážkami se kameny nahřívají a nově vzniklé objekty se spékají do stále větších a větších útvarů. Postupem doby tak vzniknou velké asteroidy a kamenné planety. Ty z nich, které se nacházejí ve větší vzdálenosti od centrální hvězdy, na sebe mohou nabalovat kromě prachu i zamrzlý plyn, rostou tedy dokonce rychleji než blízké planety, které mají k dispozici pouze jeden druh materiálu – prach.
Víme odkud pocházíme?
I dnes ještě nacházíme původní hmotu naší soustavy v malých úlomcích hmoty, které čas od času zabloudí na Zemi, v meteoritech. V chondritech, jak se tento druh meteoritů nazývá, se materiál dodnes nachází v původním a nezměněném stavu. Také díky jim se vědcům podařil zrekonstruovat časový průběh jevů, které stály u kolébky zrodu Sluneční soustavy.
Milion let před vznikem Sluneční soustavy
Na místě, kde vznikla naše Sluneční soustava, se původně nacházel oblak plynu – vodíku. Stejně jako se tomu dělo všude jinde ve vesmíru, začal se i on zahušťovat a zahřívat natolik, že v něm vznikaly první hvězdy. Většina z nich nebyla příliš hmotná, průměrně měly jen 0,8 hmoty Slunce, některé byly ale větší. Ty vytvořily těžší prvky a svými výbuchy jimi postupně obohatily blízké i vzdálenější okolí. Jedna z nich se stala první sudičkou naší Sluneční soustavy, když rozmetala svou hmotu v místě, kde jednoho dne vzplane mladé Slunce.
V meteoritech nacházíme prvky, které jsou výsledkem radioaktivního rozpadu izotopů hliníku a železa. Z množství produktů radioaktivního rozpadu se dá odvodit, že příslušná supernova, která se o existenci prvků postarala, musela explodovat zhruba 1 - 1,5 milionu let před vznikem meteoritů. Tato původně obří hvězda měla hmotnost minimálně 25 Sluncí a byla od nás vzdálena 1 – 3 světelné roky.
Odkud pocházela tato hvězda? A jak vypadalo její okolí?
Statisticky vzato v podobných podmínkách, jaké tehdy panovaly v našem oblaku plynu a prachu, dosáhne hmotnosti 25 Sluncí jen každá 2000. hvězda. Supernova tedy nemohla existovat osamoceně, musela vzniknout ve hvězdokupě s minimálně 2000 hvězdnými objekty. Naše supernova se pak nacházela nejspíše někde uprostřed své hvězdokupy, tam, kde byla dostatečně velká koncentrace hmoty.
Hvězdy se ve hvězdokupách nacházejí v dostatečné blízkosti, takže na sebe mohou vzájemně působit svou gravitací. Bylo jen otázkou času, kdy kolem oblasti, obohacené těžkými prvky z dávné supernovy, prolétne cizí hvězda.
Dodnes anonymní, možná dokonce už vyhaslá starší sestra Slunce, dala svou gravitací důležitý impuls k dalšímu smršťování místního oblaku hmoty.
Budiž světlo – Slunce
Před 4,6 – 4,7 miliardami let z něj vznikla hvězda kategorie G, naše Slunce. Kolem něj se ze zbytků plynu a prachu začaly tvořit planety naší soustavy.
Slunce, které mezitím začalo nahřívat přilehlou část pracho-plynového disku, rozdělilo soustavu do dvou částí. Ve vnitřní části zbyl jen prach, veškerý plyn byl totiž slunečním větrem vynesen do vzdálenějších oblastí soustavy. V nich panovala nižší teplota, díky které mohl plyn kondenzovat na částečkách prachu, které se tam nacházely. Největší koncentrace plynu se logicky nacházela na pomezí obou částí soustavy.
Právě tam vznikly největší pracho-plynové planety: Jupiter a Saturn. Čím více hmoty nabíraly a čím těžší byly, tím více na ně působila přitažlivost Slunce. Po dosažení určité velikosti se stalo nevyhnutelné – obě planety začaly migrovat do vnitřní části soustavy. Kromě toho, že zasáhly do vývoje tamních kamenných planet (viz malá hmotnost Marsu), eliminovaly obě obří planety v dané oblasti téměř všechny asteroidy. Bez dávné návštěvy vnějších planet ve vnitřní části slunečního systému, by se Země odhadem každých 1000 let srážela s podobným asteroidem, jako byl ten, který na naší planetě kdysi vyhladil dinosaury.
Vývoj planetárního systému trval zhruba 100 000 000 let . Planety, které se dnes pohybují kolem Slunce, mají už 7 miliard let gravitačně stabilní, téměř kruhové dráhy. Znamená to, že v kulové hvězdokupě, jejíž součástí se Slunce stalo, není nablízku žádná další hvězda, která by mohla ohrozit jejich křehkou gravitační rovnováhu.
K jednomu relativně blízkému průletu cizí hvězdy ale přeci jen došlo. Tato třetí „sudička“ naší soustavy, byla dostatečně daleko na to, aby pouze odrhla část Slunci vzdálené hmoty, a tím nás zbavila části kometek a asteroidů, které by nás mohly v budoucnu ohrožovat svými průlety.
Odkud to víme? Sedna a jí podobné planetky, nacházející se ve vzdálené části Sluneční soustavy, mají extrémně eliptickou dráhu. Pohybují se v rozmezí 79 – 900 astronomických jednotek (AU - vzdálenost, která odpovídá trase Země-Slunce). Zdá se, že naše soustava „končí“ v oblasti kolem 40 AU. Jako by původní akreční disk plynu a prachu někdo rozdělil a vnější zbytek hmoty rozmetal. Logickým vysvětlením je působení gravitační přitažlivosti nedaleko prolétající hvězdy.
První sudička nám dala do vínku pestrobarevnou škálu chemických prvků. Druhá sudička mávla kouzelným gravitačním proutkem a dala vzniknout Slunci a planetární soustavě. Tato třetí sudička se pak zasloužila o naši bezstarostnou existenci.
Náhoda nebo osud?
Žádné komentáře:
Okomentovat