Aurinkokunnan muodostuminen ja kehitys selvittää, miten meidän aurinkokuntamme syntyi ja millainen sen kehityskaari on ollut. Nykyinen malli kertoo tapahtumaketjun, joka alkoi tappiin tiivistyneestä kaasupilvestä ja johti Auringon, planeettojen, kuiden, asteroidien ja kaukana sijaitsevien komeettojen syntyyn.

Alkukevyt: kaasupilvestä prototähdeksi

Noin 4,6 miljardia vuotta sitten paikallinen alue galaksissamme oli tiivis, kylmä kaasupilvi. Pienet tiheyserot pilvessä kasvoivat, ja painovoima veti tiheimmät kohdat kohti keskustaa. Pilven keskusta supistui ja lämpeni. Lopulta ydin kuumeni niin paljon, että vetyatomit alkoivat fuusioitua heliumiksi, jolloin syntyi tähti: Aurinko.

Tätä kokonaisprosessia kutsutaan tähtisumuteoriaksi (tai protostellaariseksi muodostumiseksi). Keskeinen periaate on kulmamomentin säilyminen: kun laaja pilvi supistuu, sen pyörimisnopeus kasvaa samalla tavalla kuin taitettu luistelupari, ja liikemäärä estää kaiken aineen putoamisen suoraan keskusytimeen.

Protoplanetaarinen levy ja planeettojen alku

Supistuvan pilven pyörimisestä syntyi litteä, pyörivä levy eli protoplanetaarinen levy. Keskusosa muodosti prototähden, ja levyn aine—kivihiukkaset, pöly, kaasut—oli planeettojen raaka-ainetta. Centrifugaalivoima ja levyn sisäiset törmäykset estivät kaiken materiaalin romahtamisen välittömästi Auringon sisään; sen sijaan aine kierteli ja kasaantui eri etäisyyksille.

Levyn pölyhiukkaset tarttuivat toisiinsa, muodostivat kasvavia murusia, jotka jatkoivat kasvuaan hiukkasista suuriksi planetesimaaleiksi. Planetesimaalit yhdistyivät törmäyksissä ja kiinnittymisissä, jolloin syntyi kivi- ja metallipohjaisia planeettojen siemeniä. Kivisille planeetoille (maankaltaiset) tyypillisesti syntyi pienemmillä etäisyyksillä, missä kuumuus esti kevyiden kaasujen pysymisen kiinteässä tai nestemäisessä muodossa.

Ulommilla radoilla, missä lämpö oli alhaisempi, jäät ja pöly saattoivat muodostaa massiivisempia ytimiä, jotka vetivät puoleensa ympäröivää kaasua muodostaen kaasujättiläiset. Tällainen kaasun kerääntyminen tapahtui yleensä nopean aikajanan puitteissa, ennen kuin protoplanetaarinen levy haihtui pois. Toinen mahdollinen mekanismi isojen kaasujättiläisten synnylle on levy-instabiliteetti, jossa levy itsessään sakenee ja romahtaa kaasujättiläisen alkeeksi.

Planeettojen eriytyminen ja järjestäytyminen

Kasvun ja törmäysten myötä syntyneet protoplaneetat muokkaantuivat: sisemmät kappaleet voivat eriytyä (raskaat aineet painuvat keskelle, kevyemmät jäävät päälle), syntyvät kuut liittyvät gravitaatiovuorovaikutusten kautta, ja törmäykset voivat määrätä lopullisen massan ja radan. Myös planeettojen radanmuutokset eli migraatio johtivat siihen, että järjestelmä saattoi sijaita lopullisessa kokoonpanossa eri tavalla kuin alkuperäinen sijainti levyllä.

Lisäksi aurinkokunnan ulkoalueille muodostui asteroidivyö, asteroidit, ja kauemmas jääkaasuista koostuvia kappaleita kuten Kuiperin vyö ja Oortin pilvi, jotka toimivat komeettojen lähteenä.

Auringon rooli ja fuusioprosessi

Painovoiman johdosta Auringon ydin saavutti korkean tiheyden ja lämpötilan, mikä mahdollisti vetyfuusion fuusioreaktion. Koska Auringon massa on hyvin suuri (noin 99,86 % koko aurinkokunnan massasta), sen vetovoima hallitsee planeettojen ratoja. Planeettojen keskipakovoima ja Auringon vetovoima ovat tasapainossa pitämässä niitä kiertoradoillaan.

Aurinko saa energiansa muuttamalla vedyn heliumiksi ytimessä tapahtuvassa fuusiossa. Tämä säteilymuoto tuottaa lämpöä, valoa ja muuta sähkömagneettista säteilyä. Aurinko on tällä hetkellä pääsarjavaiheessa ja jatkaa vakaata fuusiota arviolta vielä noin 5 miljardia vuotta.

Mistä raskaat alkuaineet tulivat?

Se, että planeetat ja asteroidit sisältävät raskaampia alkuaineita (kiveä ja metalleja), herättää kysymyksen: mistä nämä alkuaineet ovat peräisin, kun Auringon aine on pääosin vetyä ja heliumia? Vastaus on, että raskaat alkuaineet syntyivät edeltävien sukupolvien tähtien ytimissä ja hajoamisen yhteydessä.

Hidas ytimissä tapahtuva fuusio tuottaa heliumista raskaampia alkuaineita, ja erittäin raskaiden alkuaineiden syntyyn tarvitaan usein räjähtävien tapahtumien olosuhteita. Suuret tähdet elävät nopeasti ja päätyvät supernovaräjähdyksiin; nämä räjähdykset purkavat syntyneet alkuaineet avaruuteen ja rikastuttavat läheistä kaasupilveä. Näin nuoren aurinkokuntamme muodostaneessa pilvessä oli jo runsaasti raskaampia alkuaineita, joita se sai edeltäviltä tähtisukupolvilta.

Muita vaiheita ja jälkivaikutukset

  • Myöhäiset törmäykset ja Late Heavy Bombardment -vaihe (arvioitu noin 4,1–3,8 mrd vuotta sitten) muokkasivat planeettojen pintoja ja toivat vettä sekä orgaanista ainesta Maahan.
  • Satelliittien ja planeettojen tutkimus (satelliittien ja luotainten havainnot) on paljastanut sisäisten rautamagneettisten ytimien ja erilaisten koostumusten olemassaolon planeettojen sisällä.
  • Kaiutukset migratioista, resonansseista ja törmäyksistä ovat edelleen tutkijan aiheita selittämään esimerkiksi miksi Jupiter on niin massiivinen ja miten Maapallon vesi ja kuun synty tarkalleen ottaen muodostuivat.

Yhteenveto

Aurinkokunnan muodostuminen on monivaiheinen prosessi, joka alkoi supistuvasta kaasupilvestä ja eteni protoplanetaarisen levyn, planeesimaalien ja protoplaneettojen kautta johtamaan nykyiseen järjestykseen. Auringon fuusio pitää järjestelmän energianlähteenä, kun taas planeetat, kuut, asteroidit ja komeetat ovat jäämiä ja tuloksia levyn koostumuksesta sekä monimutkaisista dynaamisista tapahtumista.

Kuten havainto- ja teoria-alue kehittyy, mallimme tarkentuvat: esimerkiksi pebble accretion-mekanismi (pienten partikkeleiden kerääntyminen) ja planeettojen migraatio ovat lisänneet ymmärrystä siitä, miten erilaiset planeettatyypit voivat syntyä suhteellisen nopeasti. Tutkimus jatkuu niin teleskoopeilla, luotaimilla kuin tähtitieteellisillä simulaatioilla.

Kalliosta ja pölystä koostuvat maanpäälliset planeetat, niiden kuut, asteroidit ja muut aurinkokunnan kappaleet kertovat pitkän historiankirjan: ne eivät ole peräisin suoraan Auringosta vaan muodostuivat kiinteästä aineesta, joka syntyi aikaisempien tähtien ytimissä ja sekoittui protostellaariseen pilveen ennen aurinkokuntamme syntyä.