X بستن تبلیغات
X بستن تبلیغات
header
متن مورد نظر

چگونگی شکل گیری منظومه شمسی

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

خورشید ما کمی بیش از چهار و نیم میلیارد سال پیش تشکیل شده است. خورشید ما نیز مثل هر ستاره دیگری در جهان به شکل توده در هم پیچیده ای از ابرهای گازی که عمدتا از هیدروژن و هلیم تشکیل شده بود به وجود آمده اما خرده ریزه هایی که از انفجار سایر ستاره ها باقی مانده بودند، غبارهای بسیار ریز کیهانی که از عناصر سنگین تر همانند کربن، اکسیژن، آلومینیوم، کلسیم و آهن تشکیل شده بودند، نیز در سرتاسر این ابرها پراکنده بودند. این ذرات گرد و غبار که حتی از ذرات غباری که لبه پنجره می نشیند، کوچک تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابی خورشیدی عمل می کند. سایر موارد از جمله یخ، دی اکسید کربن منجمد، دور این نقاط گردهم می آیند و بدین ترتیب این ذرات کم کم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامی به اندازه یک دانه شن، یک صخره و نهایتا یک تخته سنگ تبدیل می شوند. طی چند میلیون سال، تریلیون ها تریلیون قطعه یخی، سنگ ریزه و اجرام فلزی در اطراف خورشید جوان گردهم می آیند. طی ربع میلیارد سال بعد بسیاری از این اجسام در یکدیگر ادغام شده و بدین شکل سیارات بزرگ ، اقمار، سیارک ها و اجرام موجود در کمربند کوئیپر به وجود می آیند. (برای کسب اطلاعات بیشتر می توانید به مقاله tightening our kuiperbelt که در شمار فوریه ۲۰۰۳ نشریه Natural History به چاپ رسیده است مراجعه کنید.) اجرام کوچکتری که حول خورشید در حال چرخشند، طی مدت های طولانی که از تشکیل آنها گذشته است، چندان تغییر نکرده اند.

پیشگفتار

خورشید ما کمی بیش از چهار و نیم میلیارد سال پیش تشکیل شده است. خورشید ما نیز مثل هر ستاره دیگری در جهان به شکل توده در هم پیچیده ای از ابرهای گازی که عمدتا از هیدروژن و هلیم تشکیل شده بود به وجود آمده اما خرده ریزه هایی که از انفجار سایر ستاره ها باقی مانده بودند، غبارهای بسیار ریز کیهانی که از عناصر سنگین تر همانند کربن، اکسیژن، آلومینیوم، کلسیم و آهن تشکیل شده بودند، نیز در سرتاسر این ابرها پراکنده بودند. این ذرات گرد و غبار که حتی از ذرات غباری که لبه پنجره می نشیند، کوچک تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابی خورشیدی عمل می کند. سایر موارد از جمله یخ، دی اکسید کربن منجمد، دور این نقاط گردهم می آیند و بدین ترتیب این ذرات کم کم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامی به اندازه یک دانه شن، یک صخره و نهایتا یک تخته سنگ تبدیل می شوند. طی چند میلیون سال، تریلیون ها تریلیون قطعه یخی، سنگ ریزه و اجرام فلزی در اطراف خورشید جوان گردهم می آیند. طی ربع میلیارد سال بعد بسیاری از این اجسام در یکدیگر ادغام شده و بدین شکل سیارات بزرگ ، اقمار، سیارک ها و اجرام موجود در کمربند کوئیپر به وجود می آیند. (برای کسب اطلاعات بیشتر می توانید به مقاله tightening our kuiperbelt که در شمار فوریه ۲۰۰۳ نشریه Natural History به چاپ رسیده است مراجعه کنید.) اجرام کوچکتری که حول خورشید در حال چرخشند، طی مدت های طولانی که از تشکیل آنها گذشته است، چندان تغییر نکرده اند.

بعضی وقت ها یکی از این قطعات سرگردان که باقیمانده های تشکیل سیارات محسوب می شوند با سطح زمین برخورد می کنند. هنگامی که قطعات با زمین برخورد کنند، شهاب سنگ نامیده می شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب میزان جلب توجهشان قیمت گذاری می کنند، اما اخترشناسان این اجرام را با توجه به تاریخ شان ارزش گذاری می کنند. همانطور که سنگواره های گیاهان و جانوران، داستان حیات در زمین را ثبت می کنند، این اجرام نیز داستان منظومه شمسی را در سال های اولیه آن ثبت کرده اند. بعضی اوقات نیز این امکان وجود دارد که از آنها برای بررسی تاریخ شکل گیری منظومه شمسی استفاده کنیم. در تحقیقات جدید که توسط شوگوتاچیبانا (Shogo Tachibana) و گری هاس (gary Houss) در دانشگاه ایالتی آریزونا انجام شده است نیز دقیقا همین کار صورت گرفته است؛ یعنی آنها با بررسی آهن رادیواکتیو – یا به عبارت بهتر – تحقیق روی دوتا از قدیمی ترین شهاب سنگ های شناخته شده، توانستند گام دیگری به شناخت حوادثی که به تولد خورشید منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمین رادیواکتیو نیست، یا حداقل در حال حاضر رادیواکتیو نیست. بیش از ۹۰ درصد آهنی که در زندگی روزمره با آنها سروکار داریم، از جمله آهنی که در ساختمان ها به کار می رود یا آهن موجود در کلم بروکسل و خون، حاوی ۲۶ پروتون و ۳۰ نوترون است. سایر اتم های آهن نیز حاوی ۲۸، ۳۱ یا ۳۲ نوترون است. انواع مختلف یک عنصر که ایزوتوپ نامیده می شوند، توسط اختلافی که در تعداد نوترون های هسته آنها وجود دارد، از یکدیگر متمایز می شوند، اما برای نامگذاری آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون های هسته ذکر می شود؛ بنابراین انواع مختلف آهن به صورت آهن ۵۶ یا آهن ۵۸ و غیره نامگذاری می شود.

تمام این ایزوتوپ های آهن از لحاظ رادیواکتیوی پایدارند. ایزوتوپ های دیگری نیز از آهن وجود دارند اما پایدار نیستند. طی زمان اتم های سازنده ایزوتوپ های ناپایدار به طور خودبه خود ذرات زیر اتمی را از هسته خود منتشر می کنند. این فرآیند (که تلاشی هسته ای نامیده می شود) باعث تغییر در تعداد پروتون ها و نوترون های موجود در هسته می شود و بدین ترتیب یک ایزوتوپ به ایزوتوپ دیگر یا حتی به عنصر متفاوت دیگری تبدیل می شود. در نهایت نیز ایزوتوپ ناپایدار مورد نظر از بین می رود. از سرعت تلاشی رادیواکتیو می توان به عنوان ساعتی برای تعیین زمان حوادث مهمی که در تاریخ زمین یا منظومه شمسی روی داده است، استفاده کرد. حداقل به طور نظری، می توان به اندازه گیری نسبت ایزوتوپ های رادیواکتیو ویژه به محصولات پایداری که طی تلاشی بعضی عناصر به وجود می آید، دریافت که از زمانی که جسم آخرین بار از گونه های رادیو اکتیو غنی شده است، چه مدت زمانی می گذرد با توجه به این نکته که هرکدام از ایزوتوپ های رادیواکتیو با سرعت ثابتی که ویژه آن ایزوتوپ است، تجزیه می شود، سرعت تجزیه را می توان بر حسب مفهوم «نیمه عمر بیان کرد. نیمه عمر نشان دهنده مدت زمانی است که طول می کشد یک ایزوتوپ ویژه تجزیه شده و به ایزوتوپ پایدارتر خود تبدیل شود. اندازه گیری هایی که با استفاده از ایزوتوپ های با عمر کوتاه همانند کربن ۱۴ که دارای نیمه عمر حدود ۷۰۰/۵ سال است، می تواند تاریخ آثار تمدن های اولیه بشری را که در تحقیقات باستانشناسی به دست می آید، نشان دهد.

اما اندازه گیری های صورت گرفته توسط ایزوتوپ های با نیمه عمر طولانی تر، همانند اورانیم ۲۳۸ که نیمه عمری حدود ۵/۴ میلیارد سال دارد می توانند تاریخ تشکیل صخره ها، سیارات و ستارگان را بیان کنند. آهن ۶۰ که ایزوتوپ رادیواکتیو با نیمه عمر حدودا ۵/۱ میلیون سال است طی انفجارهایی که در ستارگان بسیار سنگین یا ابر نواختر (Supernova) روی می دهد، به وجود می آید. از آنجایی که منشا این ایزوتوپ منحصر به فرد است، می توان از این خاصیت مفید برای درک رویدادهای کیهانی استفاده کرد. تاجیبانا و هاس نسبت ایزوتوپی حدود ده نمونه کوچک که از دو شهاب سنگ قدیمی تهیه شده بود را اندازه گیری کردند. این دو جرم که به خاطر مکانی که در آن یافت شده اند، بیشانبور و کریمکا نامیده می شوند (اولی در هند و دومی در اوکراین به دست آمده اند) به دسته ای از اجرام تعلق دارند که طی چند میلیون سال تولد خورشید تشکیل شده اند. تمام آهن ۶۰ موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پیش از بین رفته و به کبالت ۶۰ رادیواکتیو تبدیل شده است. کبالت ۶۰ رادیواکتیو هم به نوبه خود به اتم پایدار نیکل ۶۰ تبدیل شده است.

تاجیبانا و هاس با آزمایشاتی که روی ذرات مواد معدنی موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دریافتند مقدار اضافی قابل توجهی از نیکل ۶۰ در نمونه موجود است که این نکته نشان دهنده آن است که آهن ۶۰ زمانی در این نمونه ها وجود داشته است. این محققین با استفاده از سایر عناصر و ایزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاریخ آهن ۶۰ را ردیابی کرده و دریافتند که در سحابی خورشیدی اولیه به ازای هر یک میلیارد (۱۰۹) اتم پایدار آهن ۵۶ حدود ۳۰۰ اتم آهن ۶۰ داشت. شاید این عدد بسیار کوچک به نظر برسد اما باید گفت این عدد ده برابر نسبت ایزوتوپ هایی است که فعلا در گازهای بین ستاره ای کهکشان راه شیری وجود دارد. این مقدار اضافی از آهن ۶۰ درابتدای تشکیل منظومه شمسی رازهای زیادی در مورد منشا کهکشان ما بیان می دارد.

اخترشناسان می دانند که خورشید از ابرگازی شکلی حاصل شده است. علاوه بر آن می دانیم که عاملی باعث شده است تا این توده ابر به چنان چگالی برانی برسد که به تشکیل خورشید منجر شده است. اما پرسش این است که آن حادثه اولیه چه بوده است؟ طبق مدلی که پیش از این ارائه شده است، امواج انفجار ناشی از ابر نواخترها مظنون اصلی این رویداد است. میزان آهن ۶۰ موجود در این دو شهاب سنگ قدیمی دلایل جدیدی در تأیید این نظر فراهم می کند. احتمالا لایه های در حال انبساط مواد ستاره ای که حاوی اتم های آهن ۶۰ حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته های اولیه ابرهای خورشیدی را تشکیل دادند و به همین دلیل حاوی این ساعت های آهن رادیواکتیو هستند. در همان زمان، نیروی اولیه لازم برای تشکیل خورشید منظومه شمسی و نهایتا زمین فراهم شده است.

مقدمه

منظومه شمسی ما حدود ۶/۴ میلیارد سال پیش، از ابر در حال چرخش بسیار بزرگی متولد شد. این ابر عظیم که نبولا نامیده می شود از گاز و گرد و غبارتشکیل شده بود. بر طبق \”نظریه نبولا\” شاید یک موج شوک آور که از یک سوپرنوای (نواختر یا نوا، ستاره در حال انفجار) نزدیک این ابر ناشی شده بود ونیز نیروهای جاذبه ای باعث شدند که ابرنبولا به هم فشرده شود. در نتیجه ذرات داخل ابر نبولا به هم برخورد کردند. ابر نبولا سریع تر و سریع تر چرخید و مثل یک دیسک, فشرده و صاف و تخت شد. ذرات کوچک به هم فشرده شدند و اشیاء بزرگ تری را به وجود آوردند و به تدریج منظومه شمسی ما که شامل یک ستاره، سیارات و سایر اجسام است درست شد.

چگونه ستاره خورشید متولد شد؟

 

 

 

میلیون ها سال پس از آن که ابر نبولا شروع به فشرده شدن کرد و به دیسک در حال چرخش عظیمی تبدیل شد، مرکز دیسک تبدیل به توده متراکمی شد. چون بیشتر مواد ابر نبولا به طرف مرکز دیسک کشیده می شدند. همین طور که این توده مرکزی بزرگ می شد دمایش هم افزایش می یافت. اتم ها در این منطقه مرکزی به هم نزدیک تر می شدند و همچنان دیسک به چرخشش ادامه می داد وسریع تر و سریع تر می چرخید. در نهایت هسته دیسک به نقطه بحرانی رسید و شروع به سوختن کرد. همجوشی هسته ای شروع شد وستاره ای به نام خورشید متولد شد.

در واقع وقتی دما به حدود ۲۷ میلیون درجه فارنهایت رسید، همجوشی هسته ای در هسته خورشید شروع شد. این واکنش هسته ای باعث شد که اتم های هیدروژن به اتم های هلیوم به اضافه انرژی تبدیل شوند. تولید این انرژی مانع ازانقباض وبه هم فشردگی بیشتر خورشید می شود.

 در نهایت خورشید ثبات پیدا کرد و به یک کوتوله زرد تبدیل شد که قرار بود ده میلیارد سال به همین شکل باقی بماند. بعد از این ده میلیارد سال سوخت هیدروژن خورشید کم کم کاهش پیدا می کند و خورشید به طرف مرگ پیش می رود. تا کنون پنج میلیارد سال از عمر خورشید سپری شده است.

 

 

 

 سیاره ها چگونه تشکیل شدند؟

 چنان که گفتیم تراکم مواد در میانه دیسک از همه جا بیشتر بود. در نتیجه گرد و غبار و اشیائی به ابعاد سنگ ریزه در همین منطقه میانه دیسک با هم برخورد کردند و به توده های بزرگ تر و بزرگ تری تبدیل شدند. در نهایت این توده ها سیاره های خاکی یعنی عطارد، مریخ، زمین و ناهید را به وجود آوردند.

 اما دورتراز خورشید آنقدر سرد بود که آب یخ می زد. در این جا قطعات ریز یخ به هم برخورد کردند. گاز و گرد وخاک را هم به داخل خود جارو کردند و تبدیل شدند به غول های گازی یعنی مشتری، زحل، اورانوس و نپتون. اورانوس و نپتون که از مرکز متراکم دیسک دورتر بودند کوچک تر از دو غول گازی دیگر شدند.

 شبه سیاره ها چه هستند؟

 

بیشتر گاز و گرد وغبار در وسط دیسک در حال چرخش جمع شده بود. نظریه نبولا می گوید که ابتدا خورشید در وسط این دیسک تشکیل شد. بعد از تشکیل خورشید باقی مانده گرد و خاک و گازهایی که به داخل خورشید مکیده نشده بودند به چرخششان ادامه دادند. ذرات باقی مانده داخل دیسک به هم برخورد کردند و به هم گیر کردند و چسبیدند واشیائی به اندازه سیارک ها را تشکیل دادند. این اشیاء شبه سیاره نامیده می شوند.

بعضی از این شبه سیاره ها با هم ترکیب شدند و به نه سیاره بزرگ تبدیل شدند. بقیه شبه سیاره ها، ماه ها، سیارک ها و شهاب سنگ ها را درست کردند که همگی در همان مسیر اولیه حرکت (مسیر موقعی که در داخل دیسک بودند) و کم وبیش در همان سطح صاف و هموار دور خورشید می گردند. دلیلش هم این است که آنها اصولاً از یک دیسک صاف و تخت به وجود آمده اند.

 برخی ازموادی که در داخل دیسک به هم برخورد کردند, ساختمان ذراتی را تشکیل می دهند که ما امروزه روی کره زمین داریم. این مواد شامل مواد معدنی، آب و مولکول های آلی مثل متان هستند.

 

منابع

ماهنامه فضای نزدیک

ارسال نظر