Apakah Teori Pertimbangan Planetary?



The Teori Pertumpahan Panen adalah hipotesis yang dicadangkan oleh ahli geofizik Soviet dan ahli astronomi Otto Schmidt mengenai pembentukan bintang, planet, galaksi, asteroid dan komet pada tahun 1944.

Pertambahan adalah proses yang mana jisim badan meningkat melalui pengumpulan bahan, baik dalam bentuk gas dan badan padat kecil yang bertabrakan dan mematuhi badan (Ridpath, 1998, halaman 10).

Dalam erti kata lain, planet-planet yang dibentuk perlahan-lahan selama berjuta-juta tahun akibat daripada zarah-zarah awan gas dan habuk dari planet nebula yang mematuhi badan-badan berbatu, sehingga membentuk disk akretion.

Penambahan satu sama lain adalah tidak harmoni tetapi proses yang agak ganas seperti graviti perkara yang lebih besar, mempercepatkan kadar di mana mereka telah disediakan lebih kecil rocosidades (habuk atau bintang) dan menghasilkan yang kuat kesan.

Adalah dipercayai bahawa bintang, planet dan satelit Sistem Suria, termasuk galaksi, dibentuk dengan cara ini (Ridpath, 1998, hal. 10). Beberapa bintang masih dibentuk oleh cakera akretion.

Teori ini, walaupun agak baru, mengekalkan ajaran model dan teori yang lebih besar; bermula dengan Teori Nebular Descartes pada tahun 1644 dan lebih baik dibangunkan oleh Kant dan Laplace pada tahun 1796.

Artikulasi teori pertambahan planet

The Teori Pertimbangan Planetary Ia adalah berdasarkan kepada model heliosentrik yang berpendapat bahawa planet-planet mengelilingi matahari. Ini model heliosentrik pertama kali dicadangkan oleh Aristarchus dari Samos (280 SM) tetapi postulat beliau tidak dianggap dan menang idea Aristotle Bumi tetap tanpa orbit mengelilingi Matahari di tengah ruang luar (Luque, et al., 2009, halaman 130), yang berkuat kuasa selama 2000 tahun.

Renaissance Nicolás de Cusa melenyapkan ide-ide Aristarco de Samos, tanpa sebarang penerimaan dalam komuniti saintifik pada masa itu.

Akhirnya, Nicolaus Copernicus mencadangkan idea mengenai sistem planet berputar mengelilingi Matahari yang enggan diterima secara prinsip dan kemudiannya disokong oleh Galileo dan Kepler.

Menariknya, masalah asal-usul planet dan Matahari tidak dipertimbangkan oleh sains sehinggalah revolusi Copernican (Luque, et al., 2009, halaman 132).

Descartes, pada permulaan abad ke-17, mencadangkan Teori nebular di mana dia menyatakan bahawa badan-badan planet dan Matahari terbentuk serentak dari awan stardust.

Dalam abad kelapan belas dengan sumbangan mekanik Newton belajar di mana zarah pepejal dalam pergerakan dan arah elips membuka jalan dalam 1721, Emanuel Swedenborg nebula Hipotesis dicadangkan sebagai penjelasan penciptaan Sistem Suria.

Swedenborg yakin bahawa ia telah dibentuk oleh nebula besar yang materialnya akan menumpukan untuk membentuk Matahari pertama dan di sekelilingnya secara graviti berputar pada debu bintang berkelajuan tinggi yang memeluwapan dan membentuk planet.

Pada 1775, Kant, ahli teori Swedenborg mencadangkan idea nebula primitif dari mana Matahari dan sistem planetnya muncul (Luque, dan lain-lain, 2009).

Pierre Simon de Laplace digilap secara analitikal menyimpulkan bahawa nebula dikontrak di bawah pengaruh graviti sendiri dan kelajuan putarannya meningkat sehingga ia runtuh pada cakera. Kemudian cincin gas dibentuk yang dipeluwap ke dalam planet (Luque, dan lain-lain, 2009).

Beberapa bantahan terhadap teori itu mula muncul pada akhir abad ke-19. Salah seorang daripada mereka telah dicadangkan oleh James Clerk Maxwell yang berbeza dari idea Laplace pada cincin planetoid yang menampung planet-planet.

Sistem suria kami mula membentuk 4658 juta tahun yang lalu dan planet-planet sekitar 4550 juta tahun yang lalu (Luque, dan lain-lain, 2009, halaman 152). Badan angkasa yang pertama yang terbentuk ialah Matahari, satu-satunya dan bintang tengah Sistem Suria.

Pertambahan bintang

Selepas ledakan supernova, awan gas dan debu bintang berkembang dan gelombang kejutan mereka dapat menyebabkan keruntuhan awan molekular gergasi berdekatan.

Sekiranya ketumpatan awan bertambah banyak sehingga daya graviti melampaui kecenderungan gas untuk berkembang (Jakosky, 1998, halaman 247).

Dari awan awan kecil yang lebih besar boleh membentuk yang akan meneruskan proses penguncupan yang beransur-ansur dan bebas sehingga membentuk satu atau beberapa bintang.

Dalam kes sistem suria kita, perkara cemerlang tertumpu di pusat dan tekanan meningkat ini, yang membebaskan tenaga dan membentuk protobintang yang hampir 5000 juta tahun kemudian akan menjadi Sun (Ridpath, 1998: 589).

Pada mulanya, dalam keadaan embrio, yang protosol ia mempunyai masa yang kurang daripada Matahari pada masa ini (Ridpath, 1998, halaman 589).

Pertambahan planet

Nebula yang dimuatkan dengan gas berbentuk cakera panas berkisar paksi. Apabila gas kehilangan tenaga dengan radiasi, ia mula berkontrak dan meningkatkan kelajuan putaran untuk memelihara momentum sudutnya.

Pada titik tertentu proses mengecut ini, kelajuan Lingkaran luar cakera itu mencukupi untuk "daya emparan" adalah lebih besar daripada tarikan graviti ke pusat (Gass, Smith & Wilson, 1980, p. 57) . Dari cincin ini, dipanggil Cakera Akresi, planet muncul.

The Cakera Akresi mereka adalah cincin benda yang menarik perhatian objek padat kerana tarikan suasana bintang lain yang berdekatan (Martínez Troya, 2008, halaman 143).

Antara pelbagai gas, bahan dan bahan bintang yang berputar di sekitar objek kompak adalah planetesimals.

The planetesimals mereka adalah badan berbatu dan / atau helium diameter 0.1-100 km (Ridpath, 1998, halaman 568). Pertambahan beberapa planetesimal, perlanggaran kolosal berturut-turut batu dari pelbagai saiz; secara beransur-ansur membentuk protoplanet atau embrio planet yang lama selepas memberi laluan kepada planet-planet (utama atau kecil).

Diyakini bahawa komet adalah planet-planet kekal yang membeku pembentukan planet luar (Ridpath, 1998, halaman 145).

Rujukan

  1. Gass, I.G., Smith, P.J., & Wilson, R.C. (1980). Bab 3. Komposisi Bumi. Di I. G. Gass, P. J. Smith, & R. C. Wilson, Pengenalan kepada Sains Bumi (hlm. 45-62). Sevilla: Reverté.
  2. Jakosky, B. (1998). 14. Pembentukan planet di sekeliling bintang lain. Dalam B. Jakosky, mencari kehidupan di planet lain (ms 242-258). Madrid: Akhbar Universiti Cambridge.
  3. Luque, B., Ballesteros, F., Márquez, Á., González, M., Agea, A., & Lara, L. (2009). Bab 6. Asal Sistem Suria. Dalam B. Luque, F. Ballesteros, Á. Márquez, M. González, A. Agea, & L. Lara, Astrobiologi. Jambatan antara Ban Besar dan kehidupan. (ms 129-150). Madrid: Akal.
  4. Martínez Troya, D. (2008). Cakera Akresi. Dalam D. Martínez Troya, evolusi Bintang (hlm. 141-154). BooksEnRed.
  5. Ridpath, I. (1998). Pertambahan Dalam I. Ridpath, Kamus Astronomi (ms 10-11). Madrid: Complutense Editorial.
  6. Trigo i Rodríguez, J. M. (2001). Bab 3. Pembentukan Sistem Suria. Dalam J. M. Trigo i Rodríguez, Asal Tata Suria (ms 75-95). Madrid: Complutense.