Формиране на Слънчевата система

 

формиране на Слънчевата система
   Всяко нещо си има начало, а нашата история започва от там, когато облакът, който представлявал Слънчевата мъглявина започва да се свива. Всички звезди съществували в острови, наречени галактики, като галактиките съдържали стари и нови звезди, както и облаци от прах. Тези облаци съдържали предимно водород и някои тежки метали (всички елементи, които са по-тежки от хелия се считат от астрономите за метали). Звездите създават енергия чрез процес, наречен синтез. Когато една звезда завършва живота си, да избухва в огромно явление, наречено свръхнова. Свръхновата има толкова много енергия, че тежките метали започват да формират метали като желязото и златото. Тези елементни "семена" обграждали водородните облаци, така че в атмосферите си новите звезди съдържали повече тежки елементи.
   Смята се, че една система от планети, за да се формира около  звезда, по време на свиването си облакът трябва да съдържа тежки елементи.
Изображението по-долу показва как се е формирала нашата Слънчева система:
формиране на Слънчевата система
  За облакът да започне свиване, трябва да бъдат изпълнени две условия:
Масата на Джин - облакът трябва да съдържа определено количество маса, която зависи от ...
Дължината на Джин -ако облакът с определена маса има определен диаметър, свиването ще започне
Нашата Слънчева система има три различни белега, като пряк резултат от нейното формиране:
• планети от земен тип (Меркурий, Венера, Земята и Марс)
• астероидния пояс
• газовите гиганти (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун)
 
формиране на Слънчевата система
Формиране на планетите в Слънчева система
  По време на формирането, тези малки тела, които ще формират планетите се наричат планетизимали. Те започват живота си като много малки струпвания на отломки. Тези протопланети поемат орбитите си и се съберат около отломките в процес, наречен „замитане”. Тъй като планетите от земен тип се формират близо до прото-Слънцето (Слънцето в този момент не е започнало първоначалния си синтез), топлината би стопила всеки лед, така че се образуват само скалисти планети. Газовите гиганти са на по-голямо разстояние от протозвездата и голяма част от ледът и газа се запазва.
  По време на процесът „замитане”, протопланетите преминават и през друг природен феномен, наречен химическа диференциация, процес при който тежките елементи потъват към центъра на обекта, а по- леките елементи остават близо до повърхността му. Това е причината вътрешните структури на планетите да са плътни, скалисти и тежки. Външната част на Слънчевата система съдържа повече газ и лед, отколкото скала.
  По време на всичката тази планетарна еволюция, протозвездата продължава да се свива, докато достигне магическата температура, в резултат от процес, наречен „свиване на Келвин-Хелмхолц” (когато обект с маса е компресиран, той генерира топлина в резултат на компресията), прото-Слънцето се "запалва". Температурата, необходима за започване на термоядрен синтез е 106 K - или 999,726.85 º C.
  Когато Слънцето се запалва, резултатът е ударната вълна, наречена вятър T -телец. Този вятър е достатъчно силен, за да издуха газът във вътрешната част на Слънчевата система, но не е достатъчно силен, за да лиши газовите гиганти от дебелите им атмосфери.
   Астероидния пояс създава естествена граница между земеподобните и газовите планети, но може и да бъде планета. Гравитационното влияние на Юпитер се смята за достатъчно, за да се предотврати астероидни сблъсъци в планетата. Вместо това, единични астероиди отстранени от орбита и или привлечени в елиптични орбити близо до Земята - наречените близкоземни обекти – или са „заловени” от Юпитер, за да се превърнат в една от многото му луни.
Остатъчните дебри на нашата Слънчева система са заключени в две области:
Пояс на Куйпер - област съставена от скалисто/ледени тела, извън орбитата на Плутон
• облак на Оорт - облак, съдържащ "мръсен лед" и отвъд поясът на Куйпер (кометите са от облакът на Оорт)
Изминават милиони години за този процес да се осъществи, като това е станало преди много време:
Земята е на около 4,56 милиарда години, а нашето Слънце е на само 4.5 до 5 млрд. години.
Слънцето се смята за звезда на средна възраст. Ще изминат още най-малко 4 милиарда години, преди Слънцето да навлезе във фазата на Червен гигант и да избухне. 

Условия за ползване За нас Подкрепете ни! Карта на сайта Приятели За реклама Контакт с нас Каузи