Appendix 4:

Solsystemets opprinnelse

1. En sky av interstellar gass og/eller støv ("solskyen") perturberes (blir ustabil) og kollapser på grunn av sin egen tyngdekraft. Forstyrrelsen kan f.eks. skyldes sjokkbølgen fra en nærliggende supernova.

2. Etterhvert som skyen kollapser, varmes den opp og trykket i sentrum øker. Temperaturen blir så høy at støvet vaporiserer. Dette første kollapset skal ha tatt mindre enn 100 000 år.

3. Sentrum av skyen presses hardt nok sammen til at den danner en protostjerne, med resten av gassen flytende rundt. Det meste av gassen flyter innover mens den roterer og bidrar til den nye stjernen. Sentrifugalkraften hindrer noe av gassen i å nå frem til stjernen. I stedet dannes det en "akkresjonsskive" av gass rundt stjernen. Denne skiven stråler vekk energien sin og avkjøles.

4. Første veikryss. Avhenging av detaljene, vil gassen rundt stjernen/protostjernen bli ustabil og begynne å presses sammen på grunn av sin egen tyngde. Dette produserer en dobbeltstjerne. Hvis den ikke gjør det...

5. ...vil gassen nedkjøles tilstrekkelig til at metaller, stein og (langt vekk fra stjernen) is kondenserer til små partikler. Metallene kondenserer nesten med en gang akkresjonsskiven blir dannet (4.55-4.56 milliarder år siden i følge isotop-målinger i enkelte meteorer), stein kondenserer litt senere (mellom 4.0 og 4.5 milliarder år siden).

6. Støvpartiklene kolliderer med hverandre og danner større partikler. Dete pågår helt til partiklene er på størrelse med kampestein eller små asteroider.

7. Svært hurtig vekst. Straks de største partiklene blir store nok til å ha en betydelig tyngdekraft akselererer veksten. Gravitasjonen (om enn svært liten) gir dem en fordel, de tiltrekker seg de omkringliggende mindre partiklene og vil raskt akkumulere alt fast stoff i sin umiddelbare nærhet. Hvor store de blir avhenger av avstanden fra stjernen og sammensetningen i den protoplanetariske skyen. I vårt solsystem sier teoriene at størrelsene varierer fra stor asteroide- til Måne-størrelse i de indre delene av solsystemet og 1-15 ganger Jordens størrelse lenger ute. Det ville være et størrelseshopp et sted mellom de nåværende banene til Mars og Jupiter: Energien fra Solen ville holdt isen i dampform ved kortere avstander, slik at de faste stoffene ville bli langt mer vanlig hinsides en gitt kritisk avstand fra Solen. Akkresjonen av disse "planetesimalene" antas å ta noen få hundre tusen til omtrent tyve millioner år, hvor de ytterste bruker lengst tid.

8. Veiskille nr 2. Hvor store var disse protoplanetene og hvor raskt ble de dannet? Ved omtrent denne tiden, rundt 1 million år etter at systemet begynte dannelsen, ville stjernen begynne å generere en kraftig solvind som ville sveipet med seg all den resterende gassen i den protoplanetariske skyen. Hvis en protoplanet ble stor nok på kort nok tid, ville dens tyngdekraft trekke på gassen i skyen og danne en gasskjempe. Hvis ikke ville planeten forbli et legeme av stein eller is.

9. Ved dette punktet består solsystemet kun av faste protoplanetariske legemer og gasskjemper. "Planetesimalene" ville langsomt kollidere med hverandre og bli mer massive.

10. Til slutt, etter ti til hundre millioner år, ender du opp med rundt ti planeter i stabile omløp, og der har du et solsystem. Disse planetene og overflatene deres kan bli kraftig endret av den siste store kollisjonen de opplever (f.eks. den stort sett metalliske sammensetningen på Merkur eller Månen).