Kosmoloogia - 2. osa: Päikesesüsteem

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

13. peatükk: Päikesesüsteemi kujunemine

Praeguste ettekujutuste järgi tekivad planeedisüsteemid koos tähtedega kosmilisest hajusainest. See aine on vaadeldav tumedate udukogudena Linnutee ja heledate udude foonil. Kuidas toimub tähtede teke, sellest räägime edaspidi; praegu alustame momendist, kus tsentraalne täht on juba "valmis". Kui see on väga hele, puhub "tähetuul" (valgusrõhk ja kosmiline kiirgus) teda ümbritseva gaasipilve laiali; väiksemate tähtede korral on tõenäoline, et nende ekvaatori tasandisse jääb tolmust ja gaasist koosnev rõngas, mida planeedikosmogoonias nimetatakse Päikeseuduks (ingl. Solar nebula). See rõngas ongi tulevaste planeetide, nende kaaslaste, komeetide jms. materjaliks.

Praegu eksisteerivate udukogude keemiline koostis on meile teada spektraalvaatluste põhjal. Nagu tähtedeski, moodustab põhilise osa sellest vesinik (gaasudukogude punakas värvus on põhjustatud just vesiniku kiirgusest lainepikkusel 656,3 nm). Ka sisaldab udukogude gaas heeliumi, hapnikku, süsinikku ja teisi Maal tuntud elemente. Lisaks on raadioteleskoopidega kindlaks tehtud ka mitmesuguste keemiliste ühendite olemasolu. Millest aga koosneb kosmiline tolm, võime vaid oletada. Ja kõige lihtsam on oletada, et udukogu keemiline koostis oli samasugune, kui me praegu näeme Päikesel.

Järgmine oletus, mille peame tegema, on vastus küsimusele, millises olekus oli see aine. Et end mitte liialt siduda, võetakse keskkond kolmekomponendilisena. Need oleks: gaas, mis tähistab väikese molaarmassiga ning selle tõttu halvasti kondenseeruvaid aineid (põhiliselt vesinik ja heelium); jää, millega tähistatakse raskemaid molekule (hapnik, lämmastik, vesi ja teised keemilised ühendid Mendelejevi tabeli teisest perioodist), ning kivi, mis tähistaks raskeid aatomeid ja molekule, nagu raua, mangaani ja räni ühendid. Aine kogunemine klompideks ja sealt edasi planeetideks peaks toimuma gravitatsioonijõudude toimel ja vastavalt osakeste massidele koondub kõigepealt "kivi", siis "jää" ja lõpuks "gaas" -- kui see viimane üldse koondub. Ja nüüd jääb vaid üle planeedisüsteemi tekkimine füüsika valemite ning arvutusmasina abiga "maha mängida".

Algolek

Päikest ümbritsev tolmu-gaasirõngas peab pöörlema: vastasel juhul ta polekski rõngas, vaid Päikest ümbritsev gaasipilv, mille päikesetuul varem või hiljem laiali puhub. Rõngas peab tuulele vastu sel teel, et tema siseserva koguneb raske ning läbipaistmatu tolm, mis varjab kaugemaid osi; päikesekiirgus pääseb samal ajal vabalt välja ketta pooluste suunas. Kujuteldav protosüsteem näeks välja järgmine:

[gaasiketas]

Päike koos teda ümbritseva gaaskettaga.

Et toodud joonis polegi puhas fantaasia, näitab foto 2. 1992. a. Hubble'i kosmoseteleskoobi abil läbi viidud vaatlused näitavad, et selline ketas (massiga 10 - 15 Jupiteri massi) on olemas ligi pooltel Orioni tähtkuju noortest kääbustähtedest.

Tolmu-gaasketta kogumassi hinnatakse tavaliselt mõnele protsendile süsteemi kogumassist; kogu hajusaine hulk Päikest ümbritsevas ruumis võib olla oluliselt suurem. Järgneb kettas oleva aine kogunemine planeetideks; viimane toimub kahes etapis:

  1. Gaasi-tolmu eraldumine ja ringorbiitide teke on seotud asjaoluga, et tahketele osakestele (jää ja kivi) mõjub vaid gravitatsioonijõud, gaasil aga lisandub sellele siserõhk. Seetõttu pöörleb gaasketas pisut aeglasemalt (gravitatsioonijõu ja rõhumisjõu vahe tasakaalustamiseks piisab väiksemast tsentrifugaaljõust, seega ka väiksemast pöörlemiskiirusest, kui rõhku mittetundvate tahkete kehade korral). See omakorda kutsub esile tahkete osakeste pidurdumise aeglasemalt liikuvas gaasis. Et pidurdamine vähendab energiat, liiguvad tahked osakesed piki spiraali Päikese poole, energiat juurde saav gaas aga eemaldub sellest. Kuna pidurdav takistusjõud sõltub kiirusest, on pidurdamise teiseks tulemuseks osakeste liikumiskiiruse ühtlustumine, mis tähendab üleminekut ringorbiitidele.
  2. Ringorbiitidel liikuvate osakeste kogunemine planeetideks on tingitud nendevahelisest külgetõmbest. Gravitatsioonilise haarde raadius (maksimaalne kaugus, kust vaadeldav osake suudab külge tõmmata teisi osakesi) avaldub valemiga
    r_g = sqrt (1 + (v_p^2 / v^2)) * r_0,
    kus r_0 on osakese raadius, v_p = sqrt (G * m / r_0) paokiirus osakese pinnal ning v osakeste suhteline kiirus. See suhteliselt lihtne valem paneb paika tulevaste planeetide omavahelised kaugused ning määrab planeedisüsteemi kujunemise kiiruse.

Nagu arvutused näitavad, saab sellise loogika abil seletada Päikesesüsteemi planeetide põhiomadusi. Planeedid peavad liikuma ühes tasandis asuvatel ringorbiitidel, orbiitidevahelised kaugused ja planeetide massid peavad suurenema Päikesest eemaldudes. Tihe atmosfäär on neil planeetidel, mis asuvad gaasi-tolmuketta välisosades, kus gaasi rohkem ja ka planeedid piisavalt suured, et seda kinni hoida. Ka planeetide pöörlemine tuleb põhijoontes välja; suurte planeetide kaaslaste süsteemid peaksid aga kujunema analoogiliselt Päikesesüsteemiga (gaasi-tolmuketas peaks olema ka tekkivate planeetide ümber).

Muidugi erineb (ja peabki erinema!) reaalne süsteem sellest ideaalvariandist. Kui mingil põhjusel tekib lähestikku kaks enam-vähem võrdset protoplaneeti, võib nende ühinemisel kujunev keha liikuda suhteliselt piklikul orbiidil. Võib isegi juhtuda, et planeedid ei ühinegi, vaid moodustavad kaksiksüsteemi (nii arvatakse olevat tekkinud Maa-Kuu süsteem). Päikesesüsteemi suurim "rike" on aga Maa ja Jupiteri vahel, kus korralikku planeeti polegi tekkinud -- on vaid suhteliselt väike Marss ning terve hulk asteroide. Ja lõpuks peab kusagil olema toimunud mingi küllalt suure keha purunemine -- seda tõendab peaaegu puhtast rauast koosnevate meteoriitide Maale langemine. Ainus tuntud kosmiline mehhanism raua eraldamiseks "kivist" on aine gravitatsiooniline kihistumine küllalt suure planeedi sisemuses. Et seda rauda kätte saada, tuleb planeet purustada.

Selle kohta, mis asub väljaspool Pluuto ja Neptuuni orbiite, võib teha oletusi komeetide abil. Praeguste ettekujutuste kohaselt asub seal jäänuk Päikese-eelsest gaasipilvest, nn. Oorti pilv. Selle siseosa (kauguseni umbes 1000 a.ü.) moodustavad komeeditaolised jääst ja gaasist kehad, kaugema (kuni 0,1 pc e. 20 000 a.ü.) aga hõre gaas. Tänu suurtele mõõtmetele võib selle mass olla küllalt suur, võrreldav isegi Päikese massiga.

Selline on siis meie praegune ettekujutus Päikese ja tema perekonna kujunemisest. Aga see on vaid väike osa meile teadaolevast maailmast.

<--- --->

[Hobusepea]
Foto 1. Tume udu. Hobusepea Udu Orioni tähtkujus.

[gaasiketas]
Foto 2. Tolmu-gaasikettaga ümbritsetud tähed Orioni Udus.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

Õpiku tegijad / opik@obs.ee
© Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997

12. detsember 1997
16. jaanuar 2004

[Avatud Eesti Fond]

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.