شکل گیری سیارات
نحوه‌ی شکل‌گیری سیارات هنوز به صورت قطعی مشخص نیست. نظریه‌ی غالب می‌گوید سیارات در جریان رمبیدن یک سحابی درون یک صفحه‌ی نازک از گاز و غبار تشکیل شده‌اند. یک «پیش ستاره» در مرکز تشکیل می‌شود و توسط «صفحه‌های پیش سیاره‌ای» احاطه می‌شود. در میان به هم پیوستن (مرحله‌ای با برخوردهای شدید) ذره‌های غبار درون صفحه مدام جرم انباشته می‌شود تا اجسام هر چه بزرگتر تشکیل شود. غلظت‌های محلی جرم را ذرات سیاره‌ای تشکیل می‌دهند و این‌ها مرحله‌ی به هم پیوستن را با کشیدن مواد اضافی به داخل خود توسط جاذبه‌ی گرانشی تسریع می‌کنند. این غلظت‌ها همچنان چگال‌تر می‌شوند تا اینکه در اثر فشار گرانش در خود فرو می‌ریزند و پیش سیاره تشکیل می‌شود. بعد از اینکه سیاره به قطری بزرگتر از قطر ماه زمین رسید، شروع به جمع کردن یک اتمسفر کشیده می‌کند که باعث می‌شود ذرات سیاره‌ای در اثر اصطکاک با جو بر سیاره سقوط کنند. زمانی که پیش ستاره آنقدر بزرگ می‌شود که برای شکل گرفتن ستاره آتش می‌گیرد صفحه‌ی باقی‌مانده، در اثر تبخیر تابشی، بادهای خورشیدی، کشش پوینتیگ ـ رابرتسون و عوامل دیگر از داخل به سمت بیرون جاروب می‌شود. پس از آن هنوز تعداد زیادی پیش سیاره هستند که دور ستاره یا یکدیگر می‌چرخند، ولی با گذشت زمان، بسیاری باهم برخورد می‌کنند و یک سیاره‌ی بزرگتر را تشکیل می‌دهند یا ماده را برای جذب شدن توسط دیگر سیارات یا پیش سیاره‌ها آماده می‌کنند. آن اجسامی که به اندازه‌ی کافی پرجرم می‌شوند اجسام دیگر را در مدار همسایگی خود جذب می‌کنند تا بزرگتر و یک سیاره شوند. همچنین پیش سیاره‌هایی که از برخوردها جان سالم بدر می‌برند، ممکن است قمرهای سیارات شوند یا در کمربندی با اجرام دیگر یک سیاره‌ی کوتوله یا یکی از اجسام کوچک منظومه‌ی شمسی شود.
برخوردهای پرانرژی ذرات سیاره‌ای کوچکتر (در حد واپاشی رادیواکتیوی) سیارات در حال رشد را تا جایی داغ می‌کرد که اندکی ذوب می‌شوند. درون سیاره یک هسته‌ی چگال در حال گسترش با جرم جدا می‌شود. سیارات داخلی کوچکتر بیشتر جوشان را در اثر این افزایش از دست می‌دهند و گازهای از دست رفته می‌تواند توسط گازهای خروجی از پوسته و همچنین برخوردهای دنباله‌دارها دوباره جایگزین شود. (سیارات کوچکتر هر جوی را که به دست آورند از دست می‌دهند، این به خاطر وجود راه‌های گوناگون برای فرار گازهاست.)
کشف و رصد منظومه‌های سیاره‌ای دور ستاره‌های دیگر این امکان را فراهم می‌آورد که با دقت بیشتر بتوانیم محاسبات را کنترل و تجدید نظر کنیم. تراز فلزی ـ یک اصطلاح نجومی که فراوانی عناصر شیمیایی با عدد اتمی بزرگتر از 2 (هلیوم) است ـ اکنون به عنوان مشخص‌کننده‌ی احتمال سیاره‌دار بودن یک ستاره شناخته می‌شود. بر اساس این استدلال احتمال اینکه یک ستاره‌ی «کم فلز» (جمعیت ستاره‌ای II) (Population II Star) دارای یک منظومه‌ی سیاره‌ای قابل ملاحظه باشد بسیار کمتر از احتمال منظومه‌ی سیاره‌ای داشتن یک ستاره‌ی «پرفلز» (جمعیت ستاره‌ای I) (Population I Star) است.
دیدگاهتان را بنویسید