Sluneční soustava. Sluneční soustava obsahuje: Vše je v pohybu

Sluneční soustava Sluneční soustava obsahuje:  centrální hvězdu  planety  měsíce planet

 planetky  komety  meteoroidy  meziplanetární prach a plyn

Vše je v pohybu  tělesa jsou v neustálém pohybu  objekty udržuje pohromadě gravitační působení Slunce  naprostá většina těles obíhá kolem Sluce ve smyslu sluneční rotace (při pohledu od severního pólu ekliptiky tedy proti směru otáčení hodinových ručiček)  většina velkých těles rotuje prográdně – ve směru svého oběhu kolem mateřské planety  planety obíhají v ekvatoriální rovině Slunce

Počátek moderních názorů na vznik Sluneční soustavy Immanuel Kant (1724-1804)  předpokládal, že na počátku bylo množství chaoticky se pohybujících částic  z neuspořádaných částic posléze vzniknul disk, který se rotací zploštil  domníval se, že za Saturnem existuje velké množství planet  planety postupně přecházely v komety  na rozdíl od Pierra-Simona de Laplace správně soudil, že Saturnovy prstence nejsou spojité  věřil, že i ostatní planety jsou obydlené a inteligence jejich obyvatel roste se vzdáleností od Slunce…

Počátek moderních názorů na vznik Sluneční soustavy Pierre-Simon de Laplace (1749-1827)  v roce 1796 vychází Laplaceova práce „Exposition du système du monde“, jež obsahuje první moderní názory popisující vznik Sluneční soustavy

 vycházel z myšlenek Isaaca Newtona  předpokládal, že Sluneční soustava vznikla ze sluneční pramlhoviny, která se postupně smršťovala a oddělovala prstence látky  materiál těchto prstenců posléze kondenzoval do planet  svou teorii podpořil matematickými výpočty  ignoroval skutečnost, že Uranovy měsíce obíhají kolmo k rovině oběhu planety kolem Slunce  zatímco Isaac Newton se domníval, že Sluneční soustava vznikla za několik tisíc roků, Laplace věřil v mnohem pomalejší vývoj  předpokládal, že Sluneční soustava mohla vzniknout samovolně, bez vnějšího zásahu vyšší moci (Boha)

Výchozí stav

Stavební materiál…

Nukleogeneze (vznik chemických prvků ve vesmíru) Kosmická nukleogeneze  odehrávala se v prvních minutách po vzniku vesmíru, mladý vesmír obsahoval velké množství rychle se pohybujících částic: • protony – jádra 1H • neutrony – jsou nestabilní, rozpadají se _ s poločasem rozpadu 12 minut: 1n → 1p + e- + e  docházelo ke srážkám protonů s neutrony za vzniku jader deuteria 2H : 1p + 1n → 2H  díky vysoké rychlosti okolních částic však byla takto vzniklá jádra většinou zničena  na konci třetí minuty existence vesmíru klesla teplota prostředí natolik, že se jádra deuteria stala stabilními, dochází ke slučování jader 2H s 1p, 1n a dalšími jádry 2H  v následujících minutách přechází přibližně 25 % hmoty do jader helia 4He (částice )

 zbytek hmoty zůstává v podobě protonů, z menší části vzniká 3He a 3H (tritium)  ve velmi malém množství vznikla také jádra lehkých prvků jako jsou Li, Be či B  díky klesající teplotě a hustotě prostředí už jaderná fúze dále nepokračovala, vesmír obsahoval zejména protony a částice po 700 000 letech poklesla teplota prostředí natolik, že se elektrony mohly navázat na atomová jádra, vznikly první atomy (opět především 1H a 4He)

Nukleogeneze Hvězdná nukleogeneze  probíhá v nitrech hvězd  fúze deuteria začíná při nižší teplotě, tento typ reakce se v jádrech hvězd objeví jako první  u hvězd hlavní posloupnosti s hmotností menší než 1,7 násobek hmotnosti Slunce (MS), je základním řetězcem reakcí proton-protonový řetězec (termojaderná fúze vodíku): 1H

+ 1H → 2H + e+ +

2H

+ 1H → 3He +

3He

e

+ 3He → 4He + 21H 69 % reakcí

1H

+ 1H → 2H + e+ +

2H

+ 1H → 3He +

3He

+ 4He → 7Be +

7Be

+ e- → 7Li +

7Li

e

e

+ 1H → 2 4He 31 % reakcí

 u hvězd hlavní posloupnosti hmotnějších než Slunce (m > 1,7 MS) probíhá CNO cyklus: • uhlík funguje jako katalyzátor • výsledek je stejný jako u p-p řetězce

12C

+ 1H → 13N +

13N

→ 13C + e+ +

13C

+ 1H → 14N +

14N

+ 1H → 15O +

15O

→ 15N + e+ +

15N

+ 1H → 12C + 4He

e

e

Nukleogeneze  po vyhoření 1H v centrálních oblastech hvězdy (m ≥ 0,25 MS), dojde k přeměně 4He v reakci 3 4He

+ 4He ↔ 8Be

8Be

+ 4He ↔ 12C +

• teplota 108 °C

 reakce probíhá jako okamžitý sled dvou reakcí (8Be je nestabilní), v prostředí o mnohem větší hustotě než p-p řetězec nebo CNO cyklus  při spalování helia dochází k expanzi vnějších vrstev hvězdy a ta se stává rudým obrem  fúze jader se Z > 6 vyžaduje vyšší teplotu k překonání Coulombovské bariéry(elektrostatické repulze), hustota však může být nižší, není nezbytný okamžitý sled reakcí jako u 3 reakce 12C

+ 4He → 16O +

16O

+ 4He ↔ 20Ne +

20Ne

+ 4He ↔ 24Mg +

 jádra se Z < 20 jsou poměrně stabilní, těžší jádra s větším počtem protonů podléhají což vede ke vzniku jader s velkým počtem neutronů

+

přeměně,

Nukleogeneze  jádra těžší než železo se syntetizují obtížně (56Fe má největší hodnotu vazebné energie připadající na jeden nukleon)  jádra těžkých prvků, například uranu či olova, nevznikají výše uvedenou cestou

Nukleogeneze  těžká jádra vznikají záchytem neutronů  neutrony nemusí překonávat Coulombovskou bariéru  uvolnění neutronů může probíhat například takto: 4He

+ 13C → 16O

16O

+ 16O → 31S + 1n

 jádra s vysokým obsahem neutronů nejsou stabilní, podléhají přeměně při které se snižuje počet neutronů v jádře a vzniká jádro těžšího prvku  vznik těžkých prvků je závislý na toku neutronů • pomalý s-proces (slow) v nitrech hvězd produkuje prvky se Z > 209 • rychlý r-proces (rapid) probíhá při explozi supernov a produkuje velmi těžká jádra (např. uranu)  produkty nukleosyntézy jsou do okolí hvězdy transportovány třeba slunečním větrem nebo výbuchem supernovy

-,

Molekulový oblak Obecné vlastnosti  ležel v rovině naší Galaxie  průměr jednotky až desítky světelných roků  hmotnost 104-106 MS

 tvořen plynem a mikroskopickými prachovými částicemi, které měly rozměry srovnatelné s částicemi cigaretového kouře  prachové částice vznikly kondenzací molekul ve vnějších vrstvách hvězd či mezihvězdném prostředí  teplota -260 °C až -240 °C (tedy10-30 K), ve stíněných centrálních oblastech dokonce jen pár stupňů nad absolutní nulou  pravděpodobně obsahoval menší a hustší fragmenty o hmotnosti ~1 hmotnosti Slunce , jejichž průměr dosahoval jednotek sv. roku  koncentrace částic uvnitř typické části oblaku: několik tisícovek atomů a molekul v 1 cm3  v nejhustších partiích oblaku byla hustota částic až 108 částic v 1 cm3

Molekulový oblak Chemické složení  molekulový oblak měl podobné chemické složení jako současné povrchové vrstvy Slunce  složení povrchových slunečních vrstev není termojadernými reakcemi probíhajícími ve slunečním nitru ovlivněno  chemické složení oblaku: • 98 % molekulární vodík (H2) a atomy He • 2 % ostatní těžší prvky a molekuly

• stopově CO, CN, CS, SiO, · OH, H2O, HCN, SO2, H2S, NH3, H2CO a další jednodušší organické molekuly složené z vodíku, uhlíku, dusíku a kyslíku  inspirací může být téměř 1500 světelných roků vzdálená Velká mlhovina v Orionu obsahující desetitisíce hvězd (mnohé halí plynoprachové obálky), jež jsou staré řádově miliony roků

Kde se zrodilo Slunce? Mateřská (otevřená) hvězdokupa  Slunce vzniklo uvnitř otevřené hvězdokupy, která byla součástí molekulového oblaku, tento oblak se však nacházel na jiném místě Galaxie než současné Slunce

 sama Galaxie prošla řadou proměn (například pohltila okolní trpasličí galaxie), místo zrodu Slunce lze tudíž určit velmi obtížně  ve 20. stol. převládala myšlenka, že Slunce vzniklo v mírném prostředí s nízkou hustotou hvězd a malým počtem masivních hvězd či supernov (tak vypadá např. Molekulový oblak v Býku)  problém s izotopy 26Al, 10Be a 60Fe v meteoritech, odkud se vzaly, když ne ze supernov?  alternativní vysvětlení existuje pouze pro 26Al a10Be: vznikly tříštivými jadernými reakcemi v důsledku působení kosmického záření a energetického záření mladého Slunce  zůstává izotop 60Fe, který zkrátka naznačuje, že se v okolí Slunce mohly vyskytovat i blízké supernovy

 mohl ale rodící se planetární systém přežít jejich zhoubný vliv?

Temný filament vzdálený 450 a dlouhý 10 sv. roků tvoří část Molekulového oblaku v Býku a obsahuje rodící se hvězdy. Ve výřezu je zobrazeno záření filamentu na milimetrových vln. délkách.

Kde se zrodilo Slunce?  řešením je rychlý únik Slunce z hvězdokupy, resp. její rychlý rozpad v řádu milionů roků – mladý planetární systém se tak vyhne rušivým vlivům v budoucnu (supernovy a okolní hvězdy)  místo zrodu se podobalo spíše Velké mlhovině v Orionu – velká hustota hvězd i přítomnost supernov  z tvaru oběžných drah těles ve Sluneční soustavě lze usuzovat na podobu zárodečné hvězdokupy i počet jejich hvězdných členů  zatímco planety obíhají po téměř kruhových drahách, dráhy těles vně Kuiperova pásu (50 AU a dále od Slunce) jsou značně excentrické a mají výrazný sklon

Jak nejspíš vypadala sluneční hvězdokupa?  rozbor drah transneptunických těles naznačuje, že v blízkém okolí mladého Slunce existovaly další hvězdy, jež svým gravitačním vlivem dokázaly narušit dráhy menších těles, ne však planet  sluneční hvězdokupa měla hmotnost asi 1 000-5 000 MS, obsahovala 1 000-10 000 hvězd a její průměr činil 6-20 světelných roků (průměrná vzdálenost mezi hvězdami tudíž činila 400 AU)  hvězdokupa také obsahovala nejméně jednu obří hvězdu s hmotností 25 M S, která vybuchla jako supernova

Kde se zrodilo Slunce? Hledání sluneční hvězdokupy  uvnitř Galaxie je potřeba dohledat hvězdy s podobnou oběžnou dráhou jako má Slunce, následnou extrapolací jejich orbit do minulosti lze určit místo zrodu Slunce i mateřskou hvězdokupu

 odhad: do vzdálenosti 320 světelných roků od Slunce se nachází asi 10-60 členů sluneční hvězdokupy  od okamžiku vzniku oběhlo Slunce centrum Galaxie 27krát, stopování jeho dráhy (i drah dalších členů hvězdokupy) je velmi náročné na přesnost a prakticky jej umožnila až sonda Gaia (ESA) vypuštěná do vesmíru v roce 2013  pomoci může také hledání hvězd s podobným chemickým složením jako má Slunce (spektrální typ G)

Otevřená hvězdokupa M 67, vhodný kandidát? Možná…

otevřená hvězdokupa M 67

 nachází se v souhvězdí Raka, 3 000 světelných roků daleko a během cca. 4 miliard roků existence se hmotnost její hvězdné populace snížila o 80 %, dnes má tudíž pouze 1400 členů  přežila tak dlouho, neboť obíhá centrum Galaxie po dráze s vysokým sklonem vůči rovině Galaxie

 chemické složení hvězdokupy a Slunce je velmi podobné, hvězdy slunečního typu z této hvězdokupy se Slunci podobají více, než hvězdy slunečního typu z jeho současného okolí

Kolaps molekulového oblaku  běžná molekulová oblaka jsou stabilní útvary  gravitační smršťování oblaku je zpravidla překonáno tlakem plynu, vlivem magnetických polí i turbulencí a rotací částic uvnitř oblaku  oblaka mají tendenci se rozpínat  gravitační smršťování oblaku nastane tehdy, pokud je splněno Jeansovo kritérium a hmotnost oblaku přesáhne tzv. kritickou Jeansovu hmotnost MJ:

MJ

kT G a mu

3/ 2

1

k Boltzmanova konstanta, G gravitační konstanta, a průměrná hmotnost molekul v atomových hmotnostních jednotkách mu

 smršťování je podmíněno vhodnou hmotností, teplotou a hustotou molekulového oblaku, příliš velká teplota a nízká hustota vedou k expanzi oblaku  z molekulových oblak o nízké hustotě a velké hmotnosti vznikly gravitačním smršťováním galaxie  méně hmotná molekulová oblaka vytvořila hvězdokupy nebo samostatné hvězdy  tvorba hvězd (hvězdokup) probíhala v rozmezí 105 až 106 roků

Kolaps molekulového oblaku Věci se dávají do pohybu  co mohlo spustit smršťování molekulového oblaku?  např. výbuch blízké supernovy (popř. supernov), ale také srážka s dalším oblakem či průchod oblaku rázovou vlnou ramene Galaxie  takový impuls přišel před 4,56 miliardami roků  důkaz: ve velmi starých meteoritech nalezeny izotopy (např. 60Fe), které vznikly v krátkověkých hvězdách předchozí generace (supernovy)

 rázová vlna vytvořila uvnitř molekulového oblaku zhuštění s nadkritickou hustotou  při kolapsu oblaku dochází k přeměně gravitační potenciální energie na kinetickou energii  jako první se začne smršťovat centrální část oblaku, zbytek oblaku ji postupně následuje  materiál padá volným pádem do středu oblaku, smršťování se zrychluje (roste hustota v centru)

Na počátku Sluneční soustavy byl pravděpodobně impuls vyvolaný explozí supernovy.

Kolaps molekulového oblaku Sluneční pramlhovina  začal kolabovat menší fragment původního molekulového oblaku o hmotnosti ~ 1 MS a průměru několik parseků

 molekulový oblak tvořící sluneční pramlhovinu rotoval, při smršťování se uplatnil zákon zachování hybnosti  rychlost rotace oblaku se zvětšovala, oblak získával tvar disku a zhušťoval se

 vzrůstala četnost srážek mezi částicemi uvnitř oblaku, kinetická energie se měnila na teplo  většina hmotnosti se soustředila v centrálních partiích oblaku, kde rychle vzrůstala teplota a hustota

Nové hvězdy vznikají i v mlhovině Laguna ve Střelci.

 jakmile hustota oblaku dosáhla 10-10 kg.m-3, stal se neprůhledným pro vlastní záření, které se rozptylovalo zejména na prachových částicích  při rozměrech oblaku pod 5 AU se oblak stává tzv. protohvězdou  protohvězdu obklopuje zárodečná plynoprachová obálka ve tvaru disku – protoplanetární disk neboli proplyd

Protohvězda Protohvězda  rychlost formování protohvězdy (praslunce) odpovídá přibližně době, po kterou by volným pádem kolabovalo jádro sluneční pramlhoviny  centrální část pramlhoviny o průměru 1 parsek kolabovala na velikost slunečního průměru přibližně 1 000 roků  v protohvězdě zatím neprobíhají termojaderné reakce, část energie z gravitačního smršťování se mění na teplo, část je vyzářena v infračervené a červené oblasti spektra  zářivý výkon praslunce byl 10krát větší než ten současný  během 105 až 106 roků dospělo praslunce do fáze hvězdy typu T Tauri

 teplota v centrálních partiích dosahuje několika tisíc stupňů Celsia  hlavním mechanismem přenosu energie je konvekce  praslunce stále přijímá plyn z okolí, jeho jádro spěje k hydrostatické rovnováze

Hvězda T Tauri (střed snímku) v zárodečné mlhovině.

Hvězdy typu T Tauri  pojmenovány po nepravidelné eruptivní proměnné hvězdě T Tauri  jsou staré cca. 105-106 roků a zatím se v nich nezažehla termojaderná fúze vodíku  představují první opticky pozorovatelné období vývoje hvězdy o hmotnosti Slunce, jsou však stále zahaleny do plynoprachových obálek  většinou jsou pozorovatelné v tzv. T-asociacích o desítkách až stovkách členů (mladé otevřené hvězdokupy, které se zatím nestačily rozptýlit)

 typické jsou nepravidelné změny jasnosti až o několik magnitud a velice rychlá rotace, jež generuje silná magnetická pole  intenzivní hvězdný vítr (či spíše vichr) odnáší část momentu hybnosti hvězdy i materiál z jejího okolí

 jsou součástí Herbigových-Harových objektů

Mladé hvězdy typu T-Tauri lze nalézt například v mlhovině NGC 2264 v souhvězdí Jednorožce.

Herbigovy-Harovy objekty jety

 vznikají při interakci hvězdného větru s okolním mezihvězdným prostředím, mají životnost stovky tisíc roků  hvězdný vítr zpravidla proudí podél magnetické (respektive rotační) osy hvězdy  dvojice výtrysků nad a pod rovinou protoplanetárního disku (proplydu)  H-H objekty vznikají na čele rázové vlny, kde je materiál mlhoviny ionizován a zahříván na teplotu přibližně 10 000 °C  mají slabé spojité spektrum s výraznými emisními čarami  záření mlhovin může být buzeno například hvězdami typu T Tauri prostřednictvím: HH 47

• jejich vlastního záření • ohřevu způsobeného rázovou vlnou, kterou vytvořila erupce z protohvězdy

H-H objekty v mlhovině NGC 3372 (mlhovina Eta Carinae). Bílé šipky označují čela rázových vln na konci výtrysků – jetů.

 může být vybuzen celý řetězec H-H objektů

Slunce jako hvězda Vstup Slunce na hlavní posloupnost  v následujících 10 milionech roků klesal zářivý výkon praslunce a rostla jeho vnitřní teplota  po 30-50 milionech roků došlo k zážehu prvních termonukleárních reakcí v jádře (krátké období spalování 12C a zapálení deuteria)  v okamžiku, kdy teplota v jádře dosáhla 12 milionů stupňů Celsia, zažehlo se spalování vodíku a Slunce vstoupilo na hlavní posloupnost  přibližně za100 milionů roků od kolapsu pramlhoviny dospěla mladá hvězda do hydrostatické rovnováhy a stabilizovala se  klesá rychlost rotace Slunce i jeho aktivita  v tomto období již kolem Slunce existuje planetární systém!

Protoplanetární disk (proplyd)  98 % hmotnosti sluneční pramlhoviny bylo soustředěno v centrální hvězdě  ze zbývajícího materiálu se vytvořil disk, který se vlivem rotace (odstředivé síly) zploštil  vzniknul protoplanetární disk o průměru přibližně 200 AU

Protoplanetární disky  typický průměr několik stovek AU  hmotnost 10-3 až 10-1 MS, nejteplejší centrální oblasti mají teplotu kolem 700 °C (1000 K)

 jedny z prvních byly pozorovány ve Velké mlhovině v Orionu (průměr až 1 000 AU)  protoplanetárním diskem je obklopena například Vega, Fomalhaut nebo Pictoris  disky mohou doprovázet výtrysky (jety)

Infračervený přebytek  protoplanetární disky byly detekovány v infračervené oblasti spektra pomocí tzv. infračerveného přebytku

 záření hvězdy není zářením dokonale černého tělesa, ale vykazuje přebytky v IČ oblasti  materiál v protoplanetárním disku totiž pohlcuje záření hvězdy, které pak vyzáří v IČ oboru

První snímky proplydů z Velké mlhoviny v Orionu

čtveřice proplydů ve Velké mlhovině v Orionu, průměr fotografie je cca. 0,14 světelného roku snímek byl pořízen 29. prosince 1993 prostřednictvím HST

Protoplanetární disk u hvězdy

Pictoris

První protoplanetární disk  v roce 1984 byl poprvé v historii vyfotografován protoplanetární disk  stalo se tak u 12 milionů let staré hvězdy Pictoris ze souhvězdí Malíře  na disk upozornila družice IRAS, jež mapovala vesmír v IČ oboru spektra (odhalila také protoplanetární disk u Vegy ze souhvězdí Lyry)  na snímku z roku 2003 je zachycen protoplanetární disk obklopující hvězdu Pictoris

Pohled na protoplanetární disk zboku

 snímek v infračervené oblasti spektra byl pořízen dalekohledem se zrcadlem o průměru 3,6 m na Evropské jižní observatoři  detail středové části snímku zachytil za použití adaptivní optiky dalekohled VLT (Very Large Telescope) se zrcadlem o průměru 8,2 m na vlnové délce 3,6 mikronu

 v podobě jasného flíčku, mimo střed snímku, je patrná i obří planeta, jež je asi 8krát hmotnější než Jupiter a obíhá ve vzdálenosti 8 AU od Slunce (přibližně vzdálenost Saturnu od Slunce)

Vývoj protoplanetárního disku  po vzniku Slunce se v centrálních oblastech disku vypařily ledové částice a následně i prach  ve vnějších a řídkých partiích přežila zrnka materiálu, která na sebe začala vázat další mikroskopické částice a plyn (uplatnily se elektrostatické a následně i gravitační interakce)

Jeden milion let po vzniku Slunce…  dochází ke srážkám prachových zrnek

rovina disku

 disk se zplošťuje  v rovině disku se částice pohybují směrem ke Slunci

 částice mimo rovinu disku se pohybují nejen směrem ke Slunci, ale také k rovině disku, kde se střetávají s částicemi uvnitř roviny disku  dochází k jejich brzdění (brzdí se především složka pohybu kolmá k rovině disku)  uvolňuje se velké množství tepla  prachová zrnka pohlcují záření mladého Slunce, jež následně emitují jako krátkovlnné infračervené záření, které ohřívá i tmavé oblasti disku zastíněné okolním materiálem  teplota, hustota i tlak plynu uvnitř disku klesají s rostoucí vzdáleností od Slunce  pozorování: disky staré 106 až 3.106 let jsou řídké, plynný materiál vyfouknul hvězdný vítr  plynní obři se musí zformovat do 107 let, jinak v disku nezůstane dostatek materiálu!

Slunce

Konkurenční teorie vzniku Sluneční soustavy Hypotéza akrece (Core-instability hypothesis či Planetesimals hypothesis)  planety vznikly postupnou akrecí (spojováním) mikroskopických částeček pevného materiálu a plynu ve větší tělesa  tzv. proces „zdola nahoru“

Hypotéza plynné nestability (Gas-instability hypothesis)  planety vznikly ze zárodečného materiálu pramlhoviny podobně jako Slunce, dokonce bez nutnosti vzniku protoplanetárního disku  stejnou cestou vznikají například hnědí trpaslíci  tzv. proces „shora dolů“

Jeansovo kritérium vs. hypotéza plynné nestability  z Jeansova kritéria vyplývá, že ve slunečním protopl. disku nebylo dosaženo kritické hmotnosti MJ, při níž by se jednotlivé partie disku začaly samy smršťovat (hodnota MJ je řádově vyšší než hmotnost planet)  ke vzniku planet gravitačním smršťováním tudíž nemohlo dojít → hlavní roli sehrála akrece

MJ

kT G a mu

3/ 2

1

k Boltzmanova konstanta, G gravitační konstanta, a průměrná hmotnost molekul v atomových hmotnostních jednotkách mu

Přenesení momentu hybnosti ze Slunce na planety  klíčovou otázkou je, jakým způsobem se moment hybnosti rotujícího Slunce přenesl na planety  ve Slunci je soustředěno 99,85 % hmotnosti Sluneční soustavy  98 % momentu hybnosti je však ukryto v oběhu planet a zbývajících těles

Magnetické interakce  je možné, že se moment hybnosti přenesl prostřednictvím magnetického pole mezi tělesy (tzv. zamrzlé magnetické siločáry ve vnitřní části sluneční pramlhoviny, jež byla ionizována zářením mladého Slunce)

Gravitační interakce  uplatit se mohlo také gravitační působení mezi jednotlivými částmi protoplanetárního disku, které obíhaly v různých vzdálenostech od Slunce  jde o tzv. gravitační „tření“, kdy jedna část oblaku s určitou rychlostí oběhu brzdila (respektive urychlovala) sousední část oblaku s větší (či menší) rychlostí oběhu  tím se přenášel moment hybnosti původního protoplanetárního disku(a posléze i Slunce) do oběhu budoucích planet

Teorie akrece Kondenzace plynného materiálu  při poklesu teploty na 900-1 400 °C (1 200-1 700 K) začal plyn v disku kondenzovat do mikroskop. zrnek  nejdříve přešly do pevné fáze netěkavé kovové prvky s vysokou teplotou tání: Ti, Fe, Ni, Al, Ca  následovaly je oxidy výše uvedených prvků a křemičitany

Hranice ledu  při nízkém tlaku a teplotě kolem -75° C (200 K) začala kondenzovat voda (H2O) a posléze i čpavek (NH3)

 teplotu pod -75° C měly oblasti ve vzdálenosti 3-4 AU od Slunce, tedy za současným hlavním pásem planetek  tato oblast se nazývá hranice ledu (frost line) či hranice sněhu (snow line)  ve vzdálenosti 10 AU kondenzoval do pevných zrn také metan (CH4)

 v protoplanetárním disku se objevily oblasti o různém chemickém složení (důležitý předpoklad pro formování terestrických planet a plynných obrů)

Teorie akrece Růst prachových zrn  shluky atomů a molekul vytvářely dalším nabalováním plynného i pevného materiálu mikroskopická zrnka  uplatnily se především elektrostatické a posléze i gravitační interakce  rychlost růstu – milimetry za rok!  podobná, velmi stará zrna zárodečného materiálu nalezneme v chondritických meteoritech

Chondritické meteority  stáří cca. 4,56 miliardy let, obsahují drobné kulové útvary: • starší vápenito-hlinité inkluze (CAls) • mladší chondry (zůstaly od svého vzniku nezměněny)  vývoj chonder byl dramatický, studium jejich krystalické struktury ukázalo, že byly šokově přetaveny a následné ochlazení probíhalo v intervalu desítek minut  co je příčinou přetavení nevíme, možná sluneční erupce nebo elektrické výboje v protoplanetárním disku

Podrobnější pohled na hranici ledu Hromadění materiálu  nahromadění materiálu v protoplanetárním disku ve vzdálenosti ~5 AU od Slunce souvisí se vznikem přechodové hranice ledu a vodní páry (frost line), která měla významný vliv na formování disku  v této oblasti skokově narostla hustota protoplanetárního disku  mladé Slunce produkovalo intenzivní ultrafialové záření, které vypařilo těkavé látky (voda, čpavek apod.) ve vnitřních částech Sluneční soustavy  sluneční vítr dopravil tyto látky do oblasti hranice ledu, kde zkondenzovaly do pevných zrnek

 větší hmotnost zpomalila pohyb zrnek směrem ze Sluneční soustavy  pevný materiál se hromadil v oblasti hranice ledu  docházelo k jeho intenzivní akreci

Akrece diferencovaného materiálu  akrece probíhala v celém protoplanetárním disku  stavební materiál byl ale odlišný a jeho složení záviselo na vzdálenosti od Slunce (těkavé prvky a sloučeniny vs. kovy, oxidy kovů, křemičitany apod.)

Vznik planetesimál Gravitační akrece  zrnka se srážejí (dochází k jejich tříštění nebo spojování, záleží na rychlosti)  zrnka, která proniknou za hranici ledu, do vnitřních oblastí Sluneční soustavy, pokrývají složitější molekuly, vyšší teploty činí jejich povrch „lepkavým“  z větších zrn vznikají tělesa o průměru 1-10 metrů

Za deset tisíc let…  se formují tělesa o průměrech stovek metrů až několika kilometrů, tzv. planetesimály

 rychlost jejich růstu činí několik centimetrů za rok po dobu několika milionů let  na konci období formování planet je do planetesimál sbalen téměř všechen původní prach a ledové částice  tření planetesimál o plyn v protoplanetárním disku vede k tomu, že obíhají v rovině disku a jejich dráhy jsou téměř kruhové, popř. vykazují jen velmi malou excentricitu

O akreci planetesimál  je možné rozlišit dva základní typy růstu planetesimál:

Uspořádaný růst  vzájemné relativní rychlosti blízkých planetesimál jsou velké, ke kolizím dochází jen na geometrickém účinném průřezu pohybujících se těles  menší tělesa rostou rychleji než větší

Překotný růst  vzájemné relativní rychlosti blízkých planetesimál jsou malé, může se uplatnit tzv. gravitační fokusace, při níž se planetesimály vzájemně přitahují  větší tělesa rostou rychleji než menší  během formování protopl. disku se zpočátku uplatňoval uspořádaný růst planetesimál, jakmile však tělesa dosáhla průměru cca. 1 km, byly jejich gravitační interakce (a tření o plyn) natolik velké, že jejich vzájemné relativní rychlosti poklesly a byl zahájen překotný růst trvající asi 100 000 let  gravitační interakce velkých těles (planetárních zárodků) vytvořených překotným růstem následně navýšily vzájemné relativní rychlosti okolních planetesimál, takže překotný růst ustal a planetární zárodky dále rostly uspořádaným, tzv. oligarchickým růstem, zatímco malé planetesimály rostly překotným růstem

Růst planetárních zárodků  vzniká až několik desítek planetárních zárodků (kamenných jader budoucích planet)  většinu povrchu planetárního systému tvoří povrch malých těles (planetesimál), většina hmotnosti je však soustředěna ve velkých tělesech (p. zárodcích)

 velké planetární zárodky pohlcují menší tělesa, rychlost jejich růstu klesá s úbytkem stavebního materiálu, který leží v úzkém pásu podél jejich dráhy  planetární zárodky s podobnými hmotnostmi si konkurují při akreci zbývajících planetesimál

Vzdálenost 1 AU od Slunce  vznikají desítky planetárních zárodků o velikosti Měsíce, jejich spojováním posléze vzniknou tělesa o velikosti Země(v časovém horizontu 100 milionů roků)

Vzdálenost 5 AU a dále od Slunce  planetární zárodky dosáhnou několikanásobku hmotnosti Země za pár milionů roků, možná i rychleji

 vznikají čtyři větší kamenné planetární zárodky (budoucí Jupiter, Saturn, Uran a Neptun), jež posléze zachytávají okolní plyn z protoplanetárního disku

Další vývoj planety Jupiter  ve vzdálenosti cca. 5 AU od Slunce existuje díky zvýšené hustotě protoplanetárního disku, podél hranice ledu, velké množství planetesimál  jejich složení je podobné složení komet (především ledové částice a prach)

Záchyt plynu  za 105 až 106 roků dosáhnul planetární zárodek Jupiteru hmotnosti asi 10-15 MZ a začal velmi rychle zachytávat okolní plyn (vodík a helium)  zpočátku probíhal záchyt plynu pomalu, plyn putoval přes Lagrangeovy body L1 a L2  jakmile dosáhla hmotnost zachyceného plynu hmotnosti jádra planety, proces se zrychlil  pří záchytu plynu ztrácí plyn svou kinetickou energii a ochlazuje se  rychlost růstu plynného obra je limitována schopností plynu ochladit se

Tepelný přenos  je ovlivněn tokem záření skrze vnější vrstvy planetární atmosféry, průhlednost těchto vrstev je dána jejich složením  model: rychlý přenos tepla nastane pouze u planetárních zárodků s hmotností kolem desetinásobku hmotnosti Země

Migrace planet  její příčinou je výměna momentu hybnosti mezi planetami a částicemi protoplanetárního disku  může nastat jak v plynném protoplanetárním disku (uplatní se tření planety o plyn i gravitační interakce mezi planetou a diskem), tak v planetesimálním disku (příčinou je gravitační interakce planety s okolními planetesimálami)  existuje i chaotická migrace při níž systém dospěje do stavu dynamické nestability, výsledkem jsou dráhy planet s vysokou excentricitou, následkem čehož dochází k blízkým setkáním planet a zpravidla i vypuzení jedné z planet ze systému

Migrace Jupiteru  pokud měla Sluneční pramlhovina větší hmotnost, mohl Jupiter vzniknout dále od Slunce (5,5 AU)  disk planetesimál se rozkládal do vzdálenosti přibližně 30-35 AU  při gravitačních interakcích s planetesimálami (o srážky se jednalo pouze v menší míře) se rychlost Jupiterova oběhu zmenšovala, Jupiter se začal spirálovitě blížit ke Slunci  některé planetesimály jsou Jupiterem pohlceny, jiné jsou vypuzeny ze Sluneční soustavy (dostávají se na excentrické dráhy s velkým sklonem vůči rovině Jupiterova oběhu)  velké množství planetesimál je vypuzeno do vnějších partií Sluneční soustavy, kde vzniká Oortův oblak  Jupiter postupně putuje až do současné vzdálenosti 5 AU od Slunce  dochází ke vzniku gravitačních rezonancí mezi planetami

Gravitační rezonance  gravitační rezonance se objevují mezi dvojicí těles podobné hmotnosti, která se pohybují po tzv. souměřitelných (komensurabilních) drahách  poměr dob jejich oběhu lze vyjádřit poměrem malých celých čísel

• Jupiter-Saturn (5:2) • Saturn-Uran (3:1,05) • Uran-Neptun (2:1) • Neptun-Pluto (3:2)

 pokud mají tělesa podobnou hmotnost, jejich dráhy se stabilizují, pokud je ovšem jedno z těles výrazně hmotnější (např. Jupiter vs. planetesimály a planetky), tělesa se nemohou pohybovat po souměřitelných drahách  vznik Kirkwoodových mezer v hlavním pásu planetek (vliv Jupiteru)

 vznik proluk uvnitř Saturnových prstenců (vliv Saturnových měsíců a měsíčků)

Vývoj obřích planet – Model z Nice  v roce 2005 byla vytvořena numerická simulace (tzv. Model z Nice dle observatoře v Nice) popisující vývoj uvnitř mladé Sluneční soustavy  počáteční podmínky Modelu z Nice:  hlavní poloosy čtyř obřích planet: Jupiter ~5,5 AU, Saturn ~8,5 AU, Uran a Neptun (~11-13 AU, event. ~14-17 AU, přičemž minimální vzdálenost Uranu a Neptunu činila 2 AU)

 oběžné dráhy těles byly téměř kruhové a koplanární  disk planetesimál měl hmotnost 30-50 Mz a sestával z 1 000-5 000 těles stejné hmotnosti (vnitřní okraj disku začínal ihned za drahami planet, vnější okraj disku končil ve vzdálenosti 30-35 AU od Slunce)

Výsledky:  Jupiter migruje do vnitřních částí Sluneční soustavy, Saturn naopak vně  mezi Jupiterem a Saturnem dochází ke vzniku dočasné gravitační rezonance 2:1, což mělo výrazný vliv na planetesimály i ledové obry (Uran a Neptun)  obě planety však posléze doputovaly až do současných vzdáleností (vznik gravitačních rezonancí nejspíše zastavil pohyb Jupiteru do vnitřních partií Sluneční soustavy)  roste excentricita oběžných drah Uranu a Neptunu, obě planety migrují do současných vzdáleností (20 respektive 30 AU), přičemž si možná proměňují pozice

 původní disk planetesimál je na konci migrace planet v podstatě zcela rozptýlen

Vývoj obřích planet – Model z Nice

Migrace planet (vývoj jejich drah v čase) podle simulací vytvořených v rámci tzv. Modelu z Nice. Horní a dolní křivka u každé z planet reprezentuje vývoj excentricity dráhy planety. Maximální dosažená excentricita během posledních dvou milionů roků simulace je pak uvedena po pravé straně grafu. Autoři: K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli a H. F. Levison, (2005).

Ledoví obři Uran a Neptun  růst vzdálených ledových obrů (Uran a Neptun) na jejich současných pozicích by trval kvůli nedostatku materiálu v protoplanetárním disku neúměrně dlouho, až 100 miliard let!  planety pravděpodobně vznikly blíže Slunci, v hustších partiích protoplanetárního disku a migrovaly do vnějších částí Sluneční soustavy  obě planety doputovaly do vzdálenosti 20-30 AU, odkud vypudily další planetesimály  některé z planetesimál se zachránily vytvořením rezonancí s Neptunem, Pluto a Plutina mají např. rezonanci 3:2  planetární zárodky Uranu a Neptunu extrémně narostly (hmotnost 10krát až 20krát větší než hmotnost Země)  v důsledku jejich enormního růstu se zpozdil záchyt plynu, kterého mezitím zůstalo k dispozici jen málo  planety Uran a Neptun získaly plyn odpovídající pouze dvojnásobku hmotnosti Země

 jedná se spíše o ledové obry (je možné, že jsou běžnějším typem planet než plynní obři)  hustoty Uranu a Neptunu snad naznačují, že Uran vzniknul dále od Slunce než Neptun  migrace planet skončila s rozptýlením disku planetesimál, kdy se dráhy planet opět stabilizovaly

Vliv migrace planet na vývoj Sluneční soustavy a) rozložení planetesimál ve Sl. soustavě před vznikem rezonance 2:1mezi Jupiterem a Saturnem (dráhy planet: Jupiter – červená, Saturn – bílá, Neptun – tyrkysová, Uran – fialová) b) rozložení planetesimál při migraci Neptunu do vnějších částí Sluneční soustavy c) rozložení planetesimál po skončení migrace planet

animace: Nice model – Alessandro Morbidelli a kol.

Vliv migrace planet na disk planetesimál (videosekvence)

Vliv migrace planet na vývoj Sluneční soustavy Kuiperův pás  obsahuje planetesimály rozptýlené Neptunem

Rozptýlený disk (scattered disk)  obsahuje planetesimály rozptýlené Neptunem

Oortův oblak  obsahuje planetesimály (snad) rozptýlené Jupiterem  celková hmotnost těles se pohybuje kolem stonásobku hmotnosti Země

Trojané  po zániku rezonance 2:1 mezi Jupiterem a Saturnem zůstaly v Lagrangeových bodech Jupiteru L4 a L5 zachyceny planetky, které se tam zrovna náhodně nacházely, tzv. Trojané

Vliv plynných a ledových obrů na vývoj Sluneční soustavy  50 až 100 milionů roků po vzniku Slunce obíhaly všechny planety Sluneční soustavy po přibližně kruhových drahách blízko roviny ekliptiky  Jupiter migroval směrem do středu Sluneční soustavy, Saturn, Uran a Neptun naopak vně

Období pozdního intenzivního bombardování  před 3,85 mld. roků (asi 800 mil. roků po zrodu Slunce) došlo ke vzniku dočasné gravitační rezonance 2:1 mezi Jupiterem a Saturnem  výsledkem bylo gravitační narušení drah planetek uvnitř disku planetesimál  přes 99 % planetek se dostalo na excentrické dráhy, některé byly vypuzeny do vnějších částí Sluneční soustavy, další spadly do Slunce  nastalo období pozdního intenzivního bombardování, Late Heavy Bombardment, LHB

Závěrečné období formování terestrických planet  terestrické planety byly vystaveny intenzivnímu bombardování zbývajícími planetesimálami s hmotnosti až ¼ hmotnosti dané planety  došlo k uvolnění obrovského množství tepelné energie a roztavení hornin

 teplo uvolněné akrecí, obřími impakty a rozpadem radioaktivních izotopů ohřívalo nitro i povrch mladých planet na teploty přesahující 1600 °C  na povrchu vznikaly oceány magmatu  vzniklá směs se v budoucnu diferencovala (viz geologická stavba terestrických těles)  odpařila se voda a plyny z hornin, vznikly první, tzv. primární atmosféry  impaktující tělesa (komety, planetesimály apod.) dopravila na terestrické planety vodu  při tečné srážce Země s tělesem o velikosti Marsu vzniknul před 4,5 mld. roků Měsíc

Terestrické planety Merkur, Venuše, Země, Mars  vznikly ve vnitřní části Sluneční soustavy do vzdálenosti 4 AU od Slunce  složeny z netěkavých kovů (Fe, Ni, Al) a horninotvorných křemičitanů  tyto prvky tvořily asi 0,5% sluneční pramlhoviny, jejich množství limitovalo rozměry terestrických planet

Plynní a ledoví obři Jupiter, Saturn, Uran a Neptun  zrodily se ve vnějších partiích Sluneční soustavy, kde byla hojnost lehkých prvků (vodík, helium) a jednoduchých sloučenin s nízkou teplotou tání  kamenné zárodky (jádra) plynných obrů dosáhly hmotnosti odpovídající jednotkám až desetinásobkům hmotnosti Země  zbytek současné hmotnosti těchto těles představuje gravitačně zachycený plyn  plynní a ledoví obři tvoří 99 % hmotnosti všech těles, která obíhají kolem Slunce

Použitá literatura  Mikulášek, Z. (2000): Úvod do fyziky hvězd. – Přírodovědecká fakulta Masarykovy univerzity v Brně.  Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. – Cambridge University Press.  Taylor, S., R. (2001): Solar system evolution. – Cambridge University Press.  Tsiganis, K., Gomes, R., Morbidelli, A., Levison, H. F. (May 2005): Origin of the Orbital Architecture of the Giant Planets of the Solar system. – Nature 435: 459-461.  Shaw, A., M. (2007): Astrochemistry. – John Wiley & Sons, Ltd.  Lin, D., N. , C. (May 2008): The Genesis of Planets. – Scientific American 298 (5): 50-59.  Kretke, A. a Lin, D., N., C. (July 2007): Grain retention and formation of planetesimals near the snow line in MRI-driven turbulent protoplanetarydisks. – The Astrophysical Journal 664 (20).

 Brož, M., (2004): Astronomický kurz. – Povětroň 4.  Pokorný, Z. (2005): Planety. – Aventinum.  Kulhánek, P. a Rozehnal, J. (2007): Hvězdy, planety, magnety. – Mladá fronta, a. s.  Beatty, K., J. (January 2011): A New, Improved Solar System. – Sky & Telescope.

 Rozehnal, J. (Leden 2011): Útěk ledových obrů 1. – Astropis.  Rozehnal, J. (Březen 2011): Útěk ledových obrů 2. – Astropis.  Zimmerman, R. (March 2012): Finding the Sun’s Lost Nursery. – Sky & Telescope.  Izidoro, A., Haghighipour, N., Winter, O., C. a Tsuchida, M. (January 2014): Terrestrial Planet Formation in a Protoplanetary Disk With a Local Mass Depletion: A Successful Scenario for the Formation of Mars – The Astrophisical Journal 782:31.