Was ist die Planetare Akkretionstheorie?

Die Theorie der äußeren Akkretion ist die Hypothese des sowjetischen Geophysikers und Astronomen Otto Schmidt über die Entstehung von Sternen, Planeten, Galaxien, Asteroiden und Kometen im Jahr 1944.

Akkretion ist der Prozess, bei dem die Masse eines Körpers erhöht sich durch die Ansammlung von Material entweder in Form von Gas und kleine Feststoffe kollidieren und sich an den Körper (Ridpath 1998, S. 10).

Mit anderen Worten, bildeten die Planeten langsam über Millionen von Jahren als Folge von Partikeln von Gas- und Staubwolken des planetarischen Nebels zu felsigen Körpern klebten, eine Akkretionsscheibe bilden.

Die Addition von einem zum anderen ist kein harmonischer Prozess, sondern eher heftig, da die Schwerkraft des größeren Materials die Geschwindigkeit beschleunigt, mit der das kleinere Gestein (oder der Sternenstaub) angezogen wird und ein starkes erzeugt Auswirkungen

Es wird angenommen, dass Sterne, Planeten und Satelliten des Sonnensystems, einschließlich Galaxien, auf diese Weise gebildet wurden (Ridpath, 1998, S. 10). Einige Sterne werden immer noch von einer Akkretionsscheibe gebildet.

Diese Theorie, obwohl relativ neu, behält Regeln von Modellen und Theorien des größeren Datums bei; beginnend mit der Nebular Theory of Descartes 1644 und besser entwickelt von Kant und Laplace 1796.

Artikulation der planetaren Akkretionstheorie

Die Planetare Akkretionstheorie Es basiert auf dem heliozentrischen Modell basiert, die besagt, dass die Planeten die Sonne umkreisen. Das heliozentrische Modell zuerst von Aristarch von Samos (280 vor Christus) aber sein Postulat wurde nicht berücksichtigt und durchgesetzt Idee der Erde Aristoteles Fest vorgeschlagen wurde, ohne Orbit um die Sonne im Zentrum des Weltraums (Luque, et al., 2009, Seite 130), die seit 2000 Jahren existiert.

Die Renaissance Nicolás de Cusa entstaubte die Ideen von Aristarchos von Samos, ohne jegliche Akzeptanz in der wissenschaftlichen Gemeinschaft der Zeit.

Schließlich schlug Nicolaus Copernicus die Idee eines Planetensystems vor, das sich um die Sonne dreht, die im Prinzip widerwillig akzeptiert und anschließend von Galilei und Kepler unterstützt wurde.

Merkwürdigerweise wurde das Problem der Entstehung der Planeten und der Sonne von der Wissenschaft erst lange nach der kopernikanischen Revolution in Betracht gezogen (Luque, et al., 2009, Seite 132).

Descartes schlägt zu Beginn des 17. Jahrhunderts vor Nebular Theorie in dem er sagt, dass die planetaren Körper und die Sonne gleichzeitig aus einer Wolke von Sternenstaub entstanden sind.

Im achtzehnten Jahrhundert mit den Beiträgen von Newton Mechanik in der untersuchte die Bewegung und die festen Teilchen in elliptischer Adresse für die Art und Weise geöffnet, im Jahr 1721 vorgeschlagen, Emanuel Sweden Hypothese Nebular Erläuterung der Entstehung des Sonnensystemes.

Sweden war davon überzeugt, dass es von einem großen nebula deren Gegenstand würde konzentrieren zuerst die Sonne zu bilden und in Drehrichtung mit hoher Geschwindigkeit Sternenstaub gravitated gebildet wurde um die kondensiert wurde und somit Planeten bildet.

1775 schlug Kant, der Swedenborgs Theorie kannte, die Idee eines primitiven Nebels vor, aus dem die Sonne und ihr Planetensystem hervorging (Luque, et al., 2009).

Pierre Simon de Laplace polierte analytisch, dass der Nebel sich unter dem Einfluss seiner eigenen Gravitation zusammenzog und seine Rotationsgeschwindigkeit zunahm, bis er auf einer Scheibe kollabierte. Später bildeten sich Gasringe, die zu Planeten kondensierten (Luque, et al., 2009).

Einige Einwände gegen die Theorie begannen gegen Ende des 19. Jahrhunderts. Einer von ihnen wurde von James Clerk Maxwell vorgeschlagen, der sich von der Idee von Laplace auf einem Ring von Planetoiden unterschied, der die Planeten anreicherte.

Unser Sonnensystem begann sich vor 4658 Millionen Jahren und die Planeten vor 4550 Millionen Jahren zu bilden (Luque und andere, 2009, Seite 152). Der erste Himmelskörper, der sich gebildet hat, ist die Sonne, der einzigartige und zentrale Stern des Sonnensystems.

Akkretion von Sternen

Nach der Explosion einer Supernova breiten sich Gaswolken und Sternenstaub aus und ihre Schockwelle kann den Kollaps einer nahe gelegenen riesigen Molekülwolke verursachen.

Wenn die Dichte der Wolke so stark ansteigt, dass die Gravitationskraft die Expansionstendenz des Gases übersteigt (Jakosky, 1998, S. 247).

Aus der größeren Wolke können sich kleinere Wolken bilden, die einen allmählichen und unabhängigen Prozess der Kontraktion fortsetzen, bis sie einen oder mehrere Sterne bilden.

Im Falle unseres Sonnensystems, Sternmaterie in der Mitte und dieser erhöhte Druck konzentriert, die Energie freigesetzt und ein Protostern gebildet fast 5000 Millionen Jahre später die Sonne (Ridpath werden würde, 1998: 589).

Anfangs, im embryonalen Zustand, der Protosol es hatte weniger Masse als die Sonne derzeit (Ridpath, 1998, Seite 589).

Akkretion von Planeten

Ein mit heißen, scheibenförmigen Gasen beladener Nebel dreht sich um seine Achse. Wenn das Gas Energie durch Strahlung verliert, beginnt es sich zu kontrahieren und erhöht seine Rotationsgeschwindigkeit, um seinen Drehimpuls zu erhalten.

An einem bestimmten Punkt in diesem Kontraktionsverfahren war die Geschwindigkeit des äußersten Rings der Scheibe ausreichend, um die "Zentrifugalkraft" größer als die Gravitationskraft in Richtung auf das Zentrum zu sein (Gass, Smith & Wilson, 1980, Seite 57). . Aus diesem Ring, genannt Akkretionsscheibe, die Planeten entstanden.

Die Akkretionsscheiben Sie sind die Ringe der Materie, die sich aufgrund der Anziehungskraft der Atmosphäre eines anderen nahen Sterns um ein kompaktes Objekt bewegen (Martínez Troya, 2008, Seite 143).

Unter der Vielzahl von Gasen, Stoffen und Sternenmaterialien, die sich um ein Kompaktziel drehen, sind die Planetesimale.

Die Planetesimale sie sind felsige Körper und / oder Helium mit einem Durchmesser von 0,1-100 km (Ridpath, 1998, Seite 568). Die Akkretion mehrerer Planetesimale, aufeinanderfolgende kolossale Kollisionen von Gesteinen unterschiedlicher Größe; Nach und nach bildeten sich Protoplaneten oder planetare Embryonen, die den Planeten (Dur oder Moll) lange nachgegeben hatten.

Es wird angenommen, dass Kometen gefrorene Reste der Bildung der äußeren Planeten sind (Ridpath, 1998, Seite 145).

Referenzen

1. Gass, I. G., Smith, P. J., und Wilson, R. C. (1980). Kapitel 3. Die Zusammensetzung der Erde. In I. G. Gass, P. J. Smith, und R. C. Wilson, Einführung in die Geowissenschaften (S. 45-62). Sevilla: Rückkehr.
2. Jakosky, B. (1998). 14. Bildung von Planeten um andere Sterne. In B. Jakosky, Die Suche nach Leben auf anderen Planeten (S. 242-258). Madrid: Cambridge University Press.
3. Luque, B., Ballesteros, F., Márquez, Á., González, M., Agea, A., und Lara, L. (2009). Kapitel 6. Ursprung des Sonnensystems In B. Luque, F. Ballesteros, Á. Márquez, M. González, A. Agea, und L. Lara, Astrobiologie. Eine Brücke zwischen dem Big Ban und dem Leben. (S. 129-150). Madrid: Akal.
4. Martínez Troya, D. (2008). Akkretionsscheibe. In D. Martínez Troya, Star Evolution (S. 141-154). BücherEnRed.
5. Ridpath, I. (1998). Akkretion In I. Ridpath, Wörterbuch der Astronomie (pp. 10-11). Madrid: Editorial Complutense.
6. Trigo i Rodríguez, J. M. (2001). Kapitel 3. Die Entstehung des Sonnensystems. In J. M. Trigo i Rodríguez, Der Ursprung des Sonnensystems (S. 75-95). Madrid: Complutense