Hopp til innhold

Solsystemets opprinnelse og utvikling

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
En kunstners konsept av en protoplanetarisk skive

Solsystemets opprinnelse og utvikling er estimert til å ha begynt for 4,568 milliarder år siden med gravitasjonskollapsen av en liten del av en stor molekylsky.[1]

Det meste av massen i senter av kollapsen dannet solen, mens resten flatet ut til en protoplanetarisk skive som planetene, måner, asteroider og andre smålegemer i solsystemet ble dannet utfra.

Den allment aksepterte modellen, kjent som nebularhypotesen, ble først utviklet på 1700-tallet av Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant og Pierre-Simon Laplace. Den etterfølgende utviklingen har knyttet til seg en rekke vitenskapelige disipliner, deriblant astronomi, fysikk, geologi og planetologi. Siden begynnelsen av romalderen på 1950-tallet og oppdagelsen av eksoplaneter, har modellen både vært utfordret og raffinert for å ta hensyn til nye observasjoner.

Solsystemet har utviklet seg betydelig siden den formasjonen. Mange måner har blitt dannet fra sirklende skiver av gass og støv rundt deres tilhørende planeter, mens andre måner er antatt å ha blitt dannet uavhengig og senere blitt fanget av gravitasjonen fra sine tilhørende planeter. Andre, som for eksempel månen, kan være et resultat av gigantiske kollisjoner. Kollisjoner mellom legemer har skjedd kontinuerlig frem til i dag og har vært sentralt i utviklingen av solsystemet. Planetenes posisjoner har ofte endret seg, og planeter har også skiftet plass.[2] Denne planetariske vandringene er nå antatt å ha vært ansvarlig for store deler av solsystemets tidlige utvikling.

Om drøye fem milliarder år vil solen avkjøles og ekspandere utover til mange ganger sin nåværende diameter (bli en rød kjempe), før de ytre lagene blir sprengt ut som en planetarisk tåke og etterlater seg et hvit dverg. I fjern fremtid vil tyngdekraften fra passerende objekter gradvis skave av solens følge av planeter. Noen planeter vil bli ødelagt, andre vil bli ført ut i det interstellare rom. Til syvende og sist, i løpet av billioner av år, er det sannsynlig at solen vil ha mistet alle de opprinnelige legemene i bane rundt den.[3]

Historie

[rediger | rediger kilde]
Pierre-Simon Laplace, en av en av initiativtakerne tåkehypotesen

Ideer om verdens opprinnelse og skjebne er fra de tidligste kjente skrifter, men for nesten hele denne perioden var det ikke noe forsøk på å koble slike teorier til eksistensen av et «solsystem». Dette kom ganske enkelt av at det ikke var allment kjent at solsystemet, i den forstand vi nå kjenner det, eksisterte. De første skrittene mot en teori om solsystemets dannelse og utvikling var den generelle aksepten av heliosentrismen som plasserte solen i sentrum av systemet, og jorden i bane rundt den. Denne oppfatningen hadde eksistert i årtusener (filosofer som Aristarkhos av Samos hadde foreslått dette så tidlig som 600 f.Kr.), men det ble først allment akseptert mot slutten av det 17. århundret. Det første dokumenterte bruken av begrepet «solsystemet» er fra 1704.[4]

Den gjeldende standardteorien for solsystemets dannelse, tåkehypotesen, har falt inn og ut av unåde siden utformingen av Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, og Pierre-Simon Laplace i det 18. århundre. Den viktigste kritikken av hypotesen var dens tilsynelatende manglende evne til å forklare solens relative mangel på drivmoment sammenlignet med planetene.[5] Siden tidlig på 1980-tallet har imidlertid studier av unge stjerner vist at de er omgitt av kjølige skiver av støv og gass, akkurat som tåkehypotesen forutsier, noe som har ført til at den ble akseptert igjen.[6]

Forståelse av hvordan solen vil fortsette å utvikle seg krever en forståelse av kilden til dens kraft. Arthur Stanley Eddingtons bekreftelse av Albert Einsteins relativitetsteori førte til hans erkjennelse om at solenergien kommer fra kjernefysisk fusjon i kjernen.[s 1] I 1935 gikk Eddington videre og antydet at andre elementer også kunne dannes innen stjerner.[s 2] Fred Hoyle utdypet dette premisset ved å argumentere for at utviklede stjerner kalt rød kjempe skapte mange grunnstoffer tyngre enn helium og hydrogen i sine kjerner. Når en rød kjempe til slutt frigjør sine ytre lag, vil disse stoffene kunne gjenvinnes og danne andre stjernesystemer.[s 2]

Dannelse

[rediger | rediger kilde]

Tidlig stjernetåke

[rediger | rediger kilde]

Tåkehypotesen fastholder at solsystemet ble dannet gjennom den gravitasjonskollapsen av et fragment fra en gigantisk molekylsky.[7] Skyen i seg selv hadde en størrelse på 20 pc,[7] mens fragmentene var drøyt 1 pc (tre og et kvart lysår i diameter).[8] Den videre kollapsen av fragmentene førte til formasjonen av tette kjerner fra 0,01–0,02 pc (2 000–20 000 AU) i størrelse.[n 1][7][9] Et av disse kollapsede fragmentene (kjent som tidlig stjernetåke) skulle danne det som ble solsystemet.[10] Sammensetningen av denne regionen, med en masse så vidt over solens, var omtrent den samme som for solen i dag, med hydrogen, sammen med helium og spor av litium produsert av Big Bang-nukleosyntese. Disse utgjorde ca. 98 % av den totale massen, mens de resterende 2 % av massen bestod av tyngre stoff som ble skapt av nukleosyntese i tidligere generasjoner av stjerner.[s 3] Sent i disse stjernenes liv kastet de tyngre stoffer inn i det interstellare materiet.[11]

Bilde, tatt av Hubble Space Telescope, som viser en protoplanetarisk skive i Oriontåken, sannsynligvis svært lik den tåken hvor vår egen sol ble dannet.

Studier av gamle meteoritter avdekker spor av stabile datterkjerner av isotoper med kort levetid, som jern-60, som kun dannes i eksploderende stjerner med kort levetid. Dette indikerer at en eller flere supernovaer oppstod nær solen mens den ble dannet. En sjokkbølge fra en supernova kan ha utløst dannelsen av solen ved å lage regioner med overtetthet i skyen, noe som fikk disse regionene til å kollapse.[12] Fordi kun massive stjerner med kort levetid produserer supernovaer, må solen ha blitt dannet i en stor stjernedannende region som produserer massive stjerner, muligens lik Oriontåken.[13][14] Studier av kuiperbeltets struktur og avvikende materialer inne beltet tyder på at Solen ble dannet i en klynge av stjerner med en diameter på mellom 6,5 og 19,5 lysår, og med en samlet masse tilsvarende 3 000 soler.[15] Flere simuleringer av vår unge sol vekselvirker med nært passerende stjerner over de første 100 millioner år av dens liv og produserer unormale baner observert i det ytre solsystemet, slik som E-SDO.[16]

På grunn av bevaringen av drivmomentet spant tåken raskere under kollapsen. Ettersom materiet i tåken kondenserte, begynte atomene inne i tåken å kollidere med økende frekvens og den kinetiske energien ble konvertert til varme. I sentrum, hvor det mesteparten av massen var samlet, ble stadig varmere enn den omkringliggende skiven.[8] Over en periode på 100 000 år[7] forårsaket de konkurrerende kreftene av gravitasjon, gasstrykk, magnetiske felt og rotasjon at tåken strakk seg ut til en spinnende protoplanetarisk skive med en diameter på ~200 AU[8] og dannet en tett protostjerne (en stjerne der hydrogenfusjon enda ikke har startet) i sentrum.[17]

På dette stadiet i sin utvikling er solen antatt å ha vært en T Tauri-stjerne.[18] Studier av T Tauri-stjerner viser at de ofte er ledsaget av skiver av pre-planetarisk materie med masser på 0,001–0,1 solmasser.[19] Disse skivene utvidet seg til flere hundre AU – Hubble-teleskopet har observert protoplanetariske skiver opp til 1 000 AU i diameter i stjernedannende regioner slik som Oriontåken[20] – og er relativt kjølige, kun opp til et par tusen kelvin på det varmeste.[21] I løpet av 50 millioner år ble trykket og temperaturen i solens kjerne så stort at hydrogenet begynte å fusjonere, og skapte en intern energikilde som motvirket gravitasjonell sammentrekking frem til hydrostatisk likevekt var oppnådd.[22] Dette markerte solens inntreden i den primære fasen av sitt liv, kjent som hovedserien. Hovedseriestjerner henter energi fra fusjon av hydrogen til helium i sine kjerner. Solen er fortsatt en hovedseriestjerne i dag.[s 4]

Dannelsen av planeter

[rediger | rediger kilde]
Se også: Protoplanetarisk skive

De forskjellige planetene er antatt å ha blitt dannet fra den solare stjernetåken, den skiveformede skyen av gass og støv som ble igjen etter solens dannelse.[23] Den nåværende aksepterte måten planetene ble dannet på er kjent som akkresjon, hvor planetene begynte som støvkorn i bane rundt den sentrale protostjernen. Gjennom direkte kontakt ble disse kornene formet til klumper på opp til 200 meter i diameter, som igjen kolliderte og ble til større legemer (planetesimaler) på ~10 kilometer i størrelse.[24] Disse økte gradvis gjennom ytterligere sammenstøt, med en vekst på centimetere per år de neste par millioner år.[24] Enkelte planeter ble raskt så store at deres gravitasjon på omgivelsene økte, og dette bidro til å akselerere tiltrekningen av støv og steinmateriale slik at planetenes veksthastighet økte.[25]

Det indre solsystemet, regionen av solsystemet innenfor 4 AU, var for varmt til at flyktige molekyler som vann og metan kunne kondensere, så planetesimalene som ble dannet der, kunne kun dannes fra sammensetninger med høyt smeltepunkt, som for eksempel metaller (jern, nikkel og aluminium) og steinete silikater. Disse steinete legemene skulle bli de terrestriske planetene (Merkur, Venus, jorden og Mars). Disse sammensetningene er ganske sjelden i universet – de utgjør kun 0,6 % av tåkens masse – så de terrestriske planetene kunne ikke bli veldig store.[8] De terrestriske embryoene vokste til rundt 0,05 jordmasser og sluttet å samle materie rundt 100 000 år etter dannelsen av solen; etterfølgende kollisjoner og fusjoner mellom disse legemene med planetstørrelser tillot terrestriske planeter å vokse til sin nåværende størrelse (se terrestriske planeter nedenfor).[26]

Da de terrestriske planetene ble danne, forble de innlemmet i en skive av gass og støv. Gassen ble delvis støttet av trykk og gikk dermed ikke like raskt i bane rundt solen som planetene. Det resulterende draget forårsaket en overføring av drivmoment, og som et resultat ble planetene gradvis overført til nye baner. Modeller viser at temperaturvariasjoner i skiven styrte farten for disse vandringene, men trenden for de indre planetene var å migrere innover mens skiven svevde utover, og etterlot planetene i sine nåværende baner.[27]

Gasskjempene (Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun) ble dannet lengre ute, utenfor frostlinjen, punktet mellom banene til Mars og Jupiter, hvor materiet er kjølig nok til at flyktige isete sammensetninger kan holde seg stabile. Isen som dannet gasskjempene var mer rikelig enn de metallene og silikatene som dannet de terrestriske planetene, noe som gjorde kjempene i massive nok til å oppta hydrogen og helium, de letteste og mest vanlige grunnstoffene.[8] Planetesimalene utenfor frostlinjen samlet opptil fire jordmaser innen ca. 3 millioner år.[26] I dag omfatter de fire gasskjempene rett under 99 % av all massen som går i bane rundt solen.[n 2] Teoretikere mener at det ikke er tilfeldig at Jupiter ligger like utenfor frostlinjen. Fordi frostlinjen samlet store mengder vann vie fordamping av innfallende iskalde materier, skapte det et område med lavere trykk som økte hastigheten på støvet i bane og stopper deres bevegelse mot solen. I praksis fungerte frostlinjen som en barriere som medførte at materiet ble raskt samlet ~5 AU fra solen. Dette overskuddsmateriet samlet seg sammen til et stort embryo på ca. 10 jordmasser, som deretter begynte å vokse raskt ved å oppta hydrogen fra den omkringliggende skiven. Planeten voks til 150 jordmasser de neste 1 000 årene før den til slutt nådde 318 jordmasser. Saturns lavere masse kan skyldes at den ble dannet et par millioner år etter Jupiter, da det var mindre gass tilgjengelig å konsumere.[26]

T Tauri-stjerner, som den unge solen, har langt sterkere stjernevind enn mer stabile, eldre stjerner. Uranus og Neptun er antatt å ha blitt dannet etter Jupiter og Saturn, da den sterke solvinden hadde blåst bort store deler av materiet i skiven. Som et resultat samlet planetene lite hydrogen og helium – ikke mer enn 1 jordmasse hver. Uranus og Neptun er noen ganger referert til som mislykkede kjerner.[28] De største problemene med dannelseteoriene for disse planetene er tidsskalaen for dannelsen. På deres nåværende steder ville det tatt hundre millioner år for kjernene å samles. Dette betyr at Uranus og Neptun trolig ble dannet nærmere solen – nær eller til og med mellom Jupiter og Saturn – og migrerte senere utover (se planetvandring nedenfor).[28][29] All bevegelse i planetesimaltiden var ikke innover mot solen – prøven romsonden Stardust brakte med tilbake fra Wild 2 har antydet at materier fra den tidlige dannelsen av solsystemet vandret fra det varme indre solsystemet til regionen hvor kuiperbeltet ligger.[30]

Etter mellom tre og ti millioner år,[26] ville den unge solens solvind ha ryddet vekk alt av gass og støv i den protoplanetariske skiven, og blåste det inn i det interstellare rommet og dermed endt planetenes vekst.[31][32]

Etterfølgende utvikling

[rediger | rediger kilde]
Den gigantiske kollisjonen antatt å ha formet månen.

Planetene ble opprinnelig antatt å ha blitt dannet i eller i nærheten av deres nåværende baner. Dette synet gjennomgikk imidlertid en radikal forandring mot slutten av det 20. og begynnelsen av det 21. århundret. Foreløpig er det antatt at solsystemet så ganske annerledes ut etter den første dannelsen: flere legemer med minimum lik masse som Merkur fantes i det indre solsystemet og det ytre solsystemet var mye mer kompakt enn det er nå. Kuiperbeltet var også mye nærmere solen.[33]

Terrestriske planeter

[rediger | rediger kilde]

Mot slutten av epoken med planetdannelser ble det indre solsystemet bosatt med 50–100 protoplaneter med måne- til Mars-størrelser.[34][35] Videre vekst var kun mulig fordi disse legemene kolliderte og slo seg sammen, noe som tok mindre enn 100 millioner år. Disse objektenes gravitasjon ville ha påvirket hverandre og slitt i hverandres baner før de kolliderte, for så å vokse seg større til de fire terrestriske planetene vi kjenner i dag tok form.[26] En slik gigantisk kollisjon er antatt å ha dannet månen (se måner nedenfor), mens en annen fjernet det ytre laget til den unge Merkur.[36]

Asteroidebeltet

[rediger | rediger kilde]

Den ytre kanten av den terrestriske regionen, mellom 2 og 4 AU fra solen, kalles asteroidebeltet. Asteroidebeltet inneholdt opprinnelig mer enn nok materie til å danne to til tre jordlignende planeter, og et stort antall planetesimaler ble dannet der. Som med de terrestriske planetene kollapset også planetesimalene i denne regionen og dannet 20–30 protoplaneter med måne- til Mars-størrelse;[37] nærheten til Jupiter gjorde imidlertid at denne regionen ble dramatisk endret etter Jupiters dannelse 3 millioner år etter solen.[34] Baneresonanser med Jupiter og Saturn er spesielt sterke i asteroidebeltet og gravitasjonell påvirkning med mer massive embryoer spredte mange planetesimaler inn i disse resonansene. Jupiters gravitasjon økte hastigheten på objekter innenfor disse resonansene, og forårsaket at de ble knust i kollisjoner med andre legemer heller enn å samles.[38]

Etter som Jupiter vandret innover etter dannelsen (se planetvandring nedenfor) ville resonanser ha feid over asteroidebeltet og dynamisk eksitert regionens populasjon og økt hastigheten deres relativt til hverandre.[39] Den kumulative virkningen av resonansen og embryoene enten spredte planetesimalene bort fra asteroidebeltet eller eksiterte inklinasjonen eller eksentrisiteten.[37][40] Noen av disse massive embryoene ble også kastet ut av Jupiter, mens andre kan ha vandret til det indre solsystemet og spilt en rolle i den endelige akkresjonen av de terrestriske planetene.[37][41][42] I løpet av denne primære utarmingsperioden forsvant virkningene fra de store planetene og protoplanetene forlot asteroidebeltet med en total masse som tilsvarer mindre enn 1 % av jorden, hovedsakelig bestående av små planetesimaler.[40] Dette er fortsatt 10–20 ganger mer enn den nåværende massen i hovedbeltet, som er ca 1/2 000 av jordens masse.[43] En sekundær utarmingsperiode som brakte asteroidebeltet ned i nærheten av dagens masse er antatt å ha fulgt når Jupiter og Saturn gikk inn i en midlertidig 2:1 baneresonans (se nedenfor).

Det indre solsystemets periode med enorme kollisjoner spilte trolig en rolle for at jorden har fått sitt nåværende innhold av vann (~6×1021 kg) fra det tidlige asteroidebeltet. Vann er for flyktig til å ha vært til stede under jordens dannelse og må ha blitt «levert» fra ytre, kaldere deler av solsystemet i ettertid.[44] Vannet har trolig blitt «levert» av protoplaneter og små planetesimaler som ble kastet ut fra asteroidebeltet ved Jupiter.[41] En populasjon av asteroidebeltekometer oppdaget i 2006 har også blitt foreslått som en mulig kilde til vannet på jorden.[44][45] Som kontrast har kometer fra kuiperbeltet eller fjernere regioner «levert» mer enn ca. 6 % av vannet på jorden.[2][46] Panspermi-hypotesen mener at livet i seg selv kan ha vært deponert på jorden på denne måten, selv om denne ideen ikke er allment akseptert.[47]

Planetvandring

[rediger | rediger kilde]

Ifølge tåkehypotesen er de to ytterste planetene på «feil sted». Uranus og Neptun (kjent som «iskjemper») befinner seg i en region hvor den reduserte tettheten av stjernetåken og lengre omløpsperioder gjør de høyst usannsynlig ble dannet her.[48] De to er i stedet antatt å ha blitt dannet i baner nær Jupiter og Saturn, hvor det var mer materie tilgjengelig, for så å ha vandret utover til deres nåværende posisjoner over flere hundre millioner år.[28]

Simulering viser de ytre planetene og kuiperbeltet: a) Før Jupiter/Saturns 2:1-resonans b) Spredning av kuiperlegemer inn i solsystemet etter Neptuns skifte av bane c) Etter Jupiters utkasting av Kupierlegemer.[2]

De ytre planetenes vandring er også nødvendig for å gjøre rede for eksistensen og egenskapene til solsystemets ytterste regioner.[29] Forbi Neptun fortsetter solsystemet i Kuiperbeltet, den spredte skiven og Oorts sky, tre glisne populasjoner av isete legemer antatt å være stedet hvor de fleste observerte kometer stammer fra. I denne avstanden fra solen var tilveksten for liten til at planeter kunne dannes før stjernetåken spredte seg, og dermed manglet den opprinnelige skiven nok massetetthet til å stabilisere seg til en planet.[48] Kuiperbeltet ligger mellom 30 og 55 AU fra Solen, mens den spredte skiven strekker seg til over 100 AU[29] og den fjerne Oorts sky begynner ved rundt 50 000 AU.[49] Opprinnelig var imidlertid kuiperbeltet mye større og nærmere solen, med en ytre grense på ca. 30 AU. Dets indre grense ville ha vært like utenfor banene til Uranus og Neptun, som i sin tur var langt nærmere solen da de ble dannet (mest sannsynlig i området rundt 15–20 AU), og i motsatt posisjon med Uranus lengre fra solen enn Neptun.[2][29]

Etter dannelsen av solsystemet fortsatte banene til de store planetenes og endres sakte, påvirket av deres samhandling med det store antallet gjenværende planetesimaler. Etter 5–600 millioner år (ca. 4 milliarder år siden) falt Jupiter og Saturn inn i en 2:1-resonans; Saturn gikk én runde rundt solen på den tiden Jupiter gikk to runder.[29] Denne resonansen skapte en gravitasjonell kraft mot de ytre planetene og forårsaket at Neptun passerte Uranus og gikk inn i deg gamle kuiperbeltet. Planetene spredte seg flertallet av de små isete legemene innover mens de selv beveget seg utover. Disse planetesimalene ble deretter spredte på samme måte de neste planetene de møtte, og endret planetenes baner utover mens de selv beveget seg innover.[29] Denne prosessen fortsatte til planetesimalene ble påvirket av Jupiter, hvis enorme tyngdekraft sendte dem ut til svært elliptiske baner eller til og med ut av hele solsystemet. Dette førte til at Jupiter forflyttet seg noe innover.[n 3] Objektene som ble spredt ut til svært elliptiske baner dannet Oorts sky;[29] de objektene som ble spredt i mindre grad av den vandrende Neptun dannet det nåværende kuiperbeltet og den spredte skiven.[29] Dette scenariet forklarer den nåværende lave masen i kuiperbeltet og den spredte skiven. Noen av de spredte objektene, inkludert Pluto, ble gravitasjonelt knyttet til Neptuns bane og tvunget inn i en baneresonans.[50] Til slutt gjorde friksjonen innenfor skiven med planetesimaler banene til Uranus og Neptun sirkulær igjen.[29][51]

I motsetning til de ytre planetene antas ikke de indre å ha vandret betydelig etter solsystemets dannelse. Dette kommer av at deres baner har holdt seg stabile etter perioden med gigantiske kollisjoner.[26]

Under og etter det sene tunge bombardementet

[rediger | rediger kilde]
Barringerkrateret i Arizona oppstod for 50 000 år siden etter at en meteoritt med 50 meters diameter slo ned.

Gravitasjonelle forstyrrelser fra de ytre planetenes vandring ville ha sendt et stort antall asteroider inn i det indre solsystemet, og i stor grad tappe det opprinnelige beltet til det nådde dagens ekstremt lave masse.[40] Denne hendelsen kan ha utløst det sene tunge bombardementet som skjedde for rundt 4 milliarder år siden, rundt 5ndash;600 millioner år etter dannelsen av solsystemet.[2][52] Perioden med tungt bombardement varte i flere hundre millioner år og de tydelige kratrene på geologisk døde legemer i det indre solsystemet, som Månen og Merkur, er fremdeles synlige.[2][53] Et slikt bombardement må nødvendigvis ha utløst stor varmeenergi som har økt temperaturen på kloden betraktelig.[25] De eldste kjente bevisene for liv på jorda går 3,8 milliarder år tilbake, nesten umiddelbart etter slutten på det sene tunge bombardementet.[54]

Nedslag er antatt å være en vanlig del av solsystemets utvikling. At de fortsetter å skje kan dokumenteres av en kollisjon mellom Shoemaker-Levy 9 og Jupiter i 1994, og Barringerkrateret i Arizona. Akkresjonsprosessen er derfor ikke komplett, og kan fremdeles utgjøre en trussel for livet på jorden.[55][56]

I løpet av solsystemets utvikling har kometer blitt kastet ut av det indre solsystemet av de store planetenes gravitasjon og sendt tusenvis av AU utover for å danne Oorts sky, en sfærisk ytre sverm av kometkjerner i det fjerneste av solens gravitasjonskraft. Til slutt, etter ca. 800 millioner år, begynte påvirkningen fra galaktiske tidevannskrefter, passerende stjerner og gigantiske molekylskyer å utarme skyen og sende kometer til det indre solsystemet.[49] Utviklingen av det ytre solsystemet synes også å ha blitt påvirket av erosjon fra solvinder, mikrometeoritter og nøytrale komponenter i det interstellare materiet.[57]

Utviklingen av asteroidebeltet etter det sene tunge bombardementet ble i hovedsak styrt av kollisjoner.[58] Objekter med store masser har nok gravitasjon til å beholde materie kastet ut av en kraftig sammenstøt, men i asteroidebeltet er dette vanligvis ikke tilfelle. Som et resultat har mange objekter blitt knust, og mange ganger har nyere objekter blitt satt sammen av mindre voldsomme sammenstøt.[58] Måner rundt enkelte asteroider kan per i dag kun forklares som konsolideringer av materier slynget vekk fra det overordnede objektet uten nok energi til å fullstendig unnslippe dets tyngdekraft.[59]

Måner

[rediger | rediger kilde]
Se også: Nedslagsteorien

Måner har kommet til å eksistere rundt de fleste planeter og andre legemer i solsystemet. Disse er naturlige satellitter som ble startet av en av tre mulige mekanismer:

  • dannelse fra en sentrum-planetarisk skive (kun i tilfeller med gasskjempene)
  • dannelse etter kollisjon (gitt en stor nok effekt i en lav vinkel)
  • fangst av et passerende objekt

Jupiter og Saturn har en rekke store måner, slik som Io, Europa, Ganymedes og Titan som kan ha opprinnelse fra skiver rundt hver planet på samme måte som planetene ble dannet fra skiven rundt solen.[60][61] Denne opprinnelsen er antydet av den månenes størrelse og nærheten til planetene. Disse egenskapene er umulig å oppnå ved å fangst, mens den gassaktige karakteren til de primære gjør dannelse fra kollisjonsrester umulig. De ytre månene til gasskjempene har en tendens til å være små og ha eksentriske baner med vilkårlige inklinasjoner. Dette er egenskaper som er karakteristiske for fangede legemer.[62][63] De fleste slike måner går i bane i motsatt retning av planeten de tilhører. De største irregulære månene er Neptuns måne Triton, som er antatt å være et fanget kuiperlegeme.[56]

Måner av massive legemer i solsystemet har blitt skapt av både kollisjoner og fangst. Mars' to små måner, Deimos og Phobos er antatt å være fangede asteroider.[s 5] Jordens måne er antatt å ha blitt dannet som et resultat av en enkelt, stor og skrå kollisjon.[64][65] Det nedslående objektet hadde trolig en masse sammenlignbar med Mars, og nedslaget skjedde trolig mot slutten av perioden med store nedslag. Kollisjonen sendte noe av kjernene til objektene som slo ned ut i bane, og disse dannet så månen.[64] Nedslaget var trolig det siste i rekken av sammensmeltninger som dannet jorden. En annen hypotese er at objektet på størrelse med Mars kan ha blitt dannet ved et av de stabile Lagrange-punktene til jorden og solen (enten L4 eller L5) og drev bort fra sin posisjon.[66] Plutos måne Charon kan også ha blitt dannet ved hjelp av en stor kollisjon; Pluto–Charon og jorden–månen-systemene er de eneste to i solsystemet der satellittenes masse er minimum 1 % av de større legemene.[67]

Fremtid

[rediger | rediger kilde]

Astronomer estimerer at solsystemet, slik vi kjenner i dag, ikke vil endre seg drastisk før solen har fusjonert alt hydrogenet i kjernen om til helium og begynt stjerneutviklingen fra hovedserien av Hertzsprung-Russell-diagrammet og inn dens rød kjempe-fase. Likevel vil solsystemet fortsette å utvikle seg til da.

Langvarig stabilitet

[rediger | rediger kilde]

Solsystemet er kaotisk over tidsskalaer på millioner og milliarder av år,[68] med planetenes bane åpne for langvarige variasjoner. Et kjent eksempel på dette kaoset er Neptun–Pluto–systemet som ligger i en 3:2 baneresonans. Selv om resonansen i seg selv vil holde seg stabil, vil det vær umulig å forutse Plutos plassering mer enn 10–20 millioner år frem i tid (Ljapunov-tid) med noen grad av nøyaktighet.[69] Et annet eksempel er jordens aksehelning som, takket være friksjon fra jordens mantel på grunn av tidevannspåvirkning fra månen (se nedenfor), vil bli uberegnelig på et tidspunkt på mellom 1,5 og 4,5 milliarder år fra nå.[70]

De ytre planetenes bane er kaotiske over lengre tidsskalaer, slik at de har en Ljapunov-tid i størrelsesorden 2–230 millioner år.[71] I alle tilfeller betyr dette at posisjonen til en planet langs sin bane til slutt vil bli umulig å forutsi med sikkerhet (så, for eksempel tidspunktet for vinter og sommer blir usikkert), men i noen tilfeller kan banene i seg selv endres dramatisk. Slikt kaos utpeker seg sterkest som endringer i eksentrisitet hvor noen planeters baner blir mer eller mindre elliptiske.[s 6]

Til syvende og sist er solsystemet stabilt i og med at ingen av planetene vil kollidere med hverandre eller bli kastet ut av systemet de neste par milliarder år.[71] Utover dette vil Mars' eksentrisitet vokse til rundt 0,2 innen fem milliarder år, slik at den vil ligge i en jordkryssende bane og føre til en potensiell kollisjon. I det samme tidsrommet kan Merkurs eksentrisitet vokse enda mer, og et nært møte med Venus kan teoretisk bringe den ut av hele solsystemet[68] eller sende den på kollisjonskurs med Venus eller jorden.[72]

Månering-systemer

[rediger | rediger kilde]

Utviklingen av månesystemer er drevet av tidevannskreftene. En måne vil fremkalle en tidevannsheving i objektet det går i bane rundt (det primære) på grunn av ulik gravitasjonskraft i primærobjektet tverrsnitt. Hvis en måne går i ring i samme retning som planetens rotasjon, og paleten roterer raskere enn omløpstiden på månen, vil hevingen stadig bli trukket i forkant av månen. I denne situasjonen blir et drivmoment overført fra rotasjonen av primærobjektet til omløpet av satellitten. Månen får energi og går gradvis utover i en spiral mens primærobjektet roterer saktere over tid.

Jorden og dens måne er ett eksempel på denne konfigurasjonen. I dag er månen fanget i bane rundt jorden og et omløp rundt jorden (for tiden ca. 29 dager) tilsvarer en rotasjon rundt sin egen akse, slik at den alltid viser én side mot jorden. Månen vil fortsette å bevege seg bort fra jorden, og jordens spinn vil fortsette å avta gradvis. Om rundt 50 milliarder år, hvis de overlever solens ekspansjon, vil jorden og månens bane bli låst til hverandre; hver av dem vil ble fanget i det som kalles en «spinn-bane-resonans» der månen vil sirkle rundt jorden på rundt 47 dager og både jorden og månen vil rotere rundt sine akser på den samme tiden, og kun være synlig fra den ene halvkulen.[s 7][s 8] Andre eksempler er de galileiske månene til Jupiter (i tillegg til mange av Jupiters mindre måner)[73] og de fleste av de større månene til Saturn.[74]

Neptun og dens måne Triton, tatt av Voyager 2. Tritons bane vil etter hvert bringe den innenfor Neptuns Roche-grense, rive den fra hverandre og eventuelt danne et nytt ringsystem.

Et annet scenario oppstår når månen kretser raskere rundt det primære objektet enn det selv roterer, eller kretser i motsatt retning av primærobjektets rotasjon. I disse tilfellene vil tidevannsforhøyningen ligge i etterkant av månen i dens omløpsbane. I de foregående tilfellene vil retningen av drivmomentet bli reversert, slik at rotasjonen til primærobjektet øker mens satellittens bane blir mindre. I sistnevnte tilfelle vil drivmomentet til rotasjonen og kretsingen ha motsatt fortegn slik at overføring leder til nedgang i størrelsesklasse for begge (som motvirker hverandre).[n 4] I begge tilfeller fører tidevannsretardasjon til at månen spinner innover mot primærobjektet helt til den enten blir revet i biter av tidevannspåkjenninger og potensielt skaper et planetarisk ring-system, eller krasjer inn i planetens overflate eller atmosfære. En slik skjebne venter Mars' måne Phobos (i løpet av 30–50 millioner år),[75] Neptuns måne Triton (om 3,6 milliarder år),[76] Jupiters måner Metis og Adrastea,[77] og minst 16 av Uranus' og Neptuns satellitter. Uranus' måne Desdemona kan også kollidere med en av sine nabomåner.[78]

En tredje mulighet er der hvor det primære objektet og månen er tidevannslåst til hverandre. I dette tilfellet forblir tidevannsforhøyningen rett under månen og der er ingen overføring av drivmoment eller endring av omløpstid. Pluto og Charon er et eksempel på denne konfigurasjonen.[79]

Inntil romsonden Cassini-Huygens kom frem i 2004, ble Saturns ringer antatt å være mye yngre enn solsystemet og var ikke ventet å overleve mer enn 300 millioner år. Gravitasjonell påvirkning fra Saturns måner var forventet å gradvis føre ringenes ytterkanter nærmere planeten og at slitasje fra meteoritter og Saturns gravitasjon ville fjerne resten av ringene.[80] Data fra Cassini førte imidlertid til at forskerne endret dette tidlige synet. Observasjoner viste 10 km brede isklumper av materie som gjentatte ganger brytes og gjendannes og på den måten holder ringene «ferske». Saturns ringer er langt mer massive enn ringene til de andre gasskjempene. Denne store massen er antatt å bevart Saturns ringer siden planeten ble dannet 4,5 milliarder år siden og vil trolig bevare dem i flere milliarder år fremover.[81]

Solen og planetenes miljøer

[rediger | rediger kilde]

På lang sikt vil de største endringene i solsystemet kommer fra endringer fra solen i seg selv etter hvert som den eldres. Etter hvert som solen forbrenner alt drivstoffet av hydrogen, vil det bli varmere og det gjenværende drivstoffet vil forbrennes enda raskere. Som et resultat av dette vil solen vokse seg lysere med hastighet på ca. 10 % hvert 1,1 milliarder år.[82] Om ca. en milliard år vil den beboelige sonen i solsystemet ha forflyttet seg utover på grunn av økning av solens stråling. Jordens overflate vil bli så varm at flytende vann ikke lengre vil eksistere naturlig. Ved dette tidspunktet vil alt liv på jorden være utryddet.[83] Fordamping av vann, en sterk drivhusgass, fra havets overflate kan akselerere temperaturøkningen, potensielt endre alt livet på jorden raskere.[84] I løpet av denne tiden er det mulig at temperaturen på Mars' overflate stiger og at karbondioksid og vann som for tiden er frosset under overflaten vil slippe ut i atmosfæren. Dette vil kunne føre til en drivhuseffekt som vil varme opp planeten til den oppnår forhold lignende de som er på jorden i dag, og potensielt gi grunnlag for liv.[85] Om 3,5 milliarder år fra nå vil forholdene på jordens overflate være tilsvarende forholdene på Venus i dag.[82]

Relativ størrelse på vår egen sol som den er nå (innfelt) i forhold til antatt fremtidig størrelse som en rød kjempe

Om rundt 5,4 milliarder år fra nå vil solens kjerne bli så varm at den kan utløse fusjon av hydrogenet i sitt omkringliggende skall.[83] Dette vil medføre at de ytre lagene av stjernen ekspanderer kraftig og gå inn i en fase hvor den blir kalt rød kjempe.[s 9][86] Innen 7,5 millioner år vil solen ha utvidet seg til en radius på 1,2 AU – 256 ganger sin nåværende størrelse. Mot slutten av den røde kjempe-fasen vil solens overflate bli vesentlig kjøligere (rundt 2 600 K) som følge av økt overflateareal og luminositeten vil bli mye høyere – opp til 2 700 ganger solens nåværende luminositet. I en del av perioden som rød kjempe vil solen ha en sterk stjernevind som vil frakte bort ca. 33 % av dens masse.[83][87][s 10] I disse periodene er det også mulig at Saturns måne Titan kan oppnå en overflatetemperatur som kan gi grunnlag for liv.[88][89]

Etter hvert som solen utvides vil den sluke planetene Merkur og, sannsynligvis, Venus.[90] Jordens skjebne er mer usikker; selv om solen vil omslutte jordens nåværende bane vil stjernens tap av masse (og dermed svakere gravitasjon) forårsake at planetenes baner flytter seg utover.[83] Dersom det bare var for dette, ville Venus og sannsynligvis jorden sannsynligvis unnslippe forbrenning,[87] men en studie fra 2008 antyder at jorden trolig vil bli slukt som følge av tidevannspåvirkning med solens svakt bundne, ytre omslutning.[83]

Gradvis vil det brennende hydrogenet i skallet rundt solens kjerne øke kjernens masse til den når ca. 45 % av dagens solmasse. Ved dette tidspunktet vil tettheten og temperaturen være så høy at fusjonen av helium til karbon vil begynne og føre til et heliumflash. Solen vil krympe fra rundt 250 til 11 ganger sin nåværende (hovedserie) radius. Følgelig vil luminositeten reduseres fra rundt 3 000 til 54 ganger dens nåværende nivå og overflatetemperaturen vil øke til rundt 4 770 K. Solen vil bli en horisontal kjempegren og forbrenne helium i kjernen på en stabil måte omtrent på samme måte som den forbrenner hydrogen i dag. Denne fasen med fusjon av helium vil kun vare i 100 millioner år. Til slutt vil den måtte forbrenne reservene av hydrogen og helium i de ytre lagene og vil da utvides en andre gang og bli til det som er kjent som en asymptotisk kjempegren-stjerne. Ved dette stadiet vil solens luminositet øke igjen. Den vil nå rundt 2 090 ganger dagens luminositet og den vil kjøles til rundt 3 500 K.[83] Denne fasen vil vare ca. 30 millioner år, hvorpå solens gjenværende ytre lag vil falle bort over en periode på ytterligere 100 000 år og forårsake en strøm av materie ut i rommet som danner en glorie gjent (misvisende) som planetarisk tåke. Det utkastede materiet vil inneholde heliumet og karbonet produsert av solens kjernefysiske reaksjoner og fortsette anrikingen av det interstellare materiet med tunge elementer for fremtidige generasjoner av stjerner.[91]

Ringtåken, en planetarisk tåke tilsvarende til det solen vil bli

Dette er en relativt fredelig prosess og ikke sammenlignbart med en supernova som vår sol er for liten til å gjennomgå som en del av utviklingen sin. Enhver observatør til stede for å bevitne denne forekomsten vil se en massiv økning i solvindens hastighet, men ikke tilstrekkelig til å ødelegge en planet fullstendig. Stjernens tap av masse kan imidlertid sende banene til de overlevende objektene ut i kaos og forårsake at noen kolliderer med hverandre, noen kan bli sendt ut av solsystemet mens andre kan bli revet i stykker av tidevannskrefter.[92] I etterkant vil det som er igjen av solen bli en hvit dverg, et usedvanlig tett objekt med 54 % av sin opprinnelige masse, men kun på størrelse med jorden. I utgangspunktet kan denne hvite dvergen vær 100 ganger så lyssterk som solen er i dag. Den vil bestå utelukkende av degenerert karbon og oksygen, men vil aldri nå temperaturer høye nok til å at det kan oppstå en fusjon mellom disse grunnstoffene. Dermed vil solen som nå er en hvit dverg gradvis avkjøles og vokse seg mørkere og mørkere.[93]

Etter hvert som solen dør vil dens gravitasjonskraft på legemer i baner som planeter, kometer og asteroider svekkes på grunn av dens tap av masse. Alle gjenværende planeters omløpsbane vil utvides; hvis Venus, jorden og Mars fremdeles eksisterer vil deres baner ligge på henholdsvis 1,4 AU (210 millioner km), 1,9 AU (280 millioner kilometer) og 2,8 AU (420 millioner kilometer). De og de andre gjenværende planetene vil bli mørke, iskalde ruiner fullstendig blottet for enhver form for liv.[87] De vil fortsette å gå i bane rundt sin stjerne, dog med lavere hastighet på grunn av den økte avstanden til solen og solens reduserte gravitasjon. To milliarder år senere, når solen er blitt kjølt ned til størrelsesorden 6 000–8 000 K, vil karbonet og oksygenet i solens kjerne fryse og over 90 % av den gjenværende massen vil anta en krystallinsk struktur.[94] Til slutt, etter milliarder av år, vil solen slutte å skinne helt og bli en sort dverg.[95]

Galaktisk påvirkning

[rediger | rediger kilde]
Solsystemets lokalisering i vår galakse

Solsystemet forflytter seg alene gjennom galaksen Melkeveien i en sirkulær bane ca. 30 000 lysår fra galaksens sentrum. Hastigheten er ca. 220 km/s. Tiden det tar for solsystemet å gjennomføre et omløp rundt galaksens sentrum, et galaktisk år, er i størrelsesorden 220–250 millioner år. Siden dannelsen har solsystemet fullført minst 20 slike omløp.[96]

En rekke forskere har spekulert i at solsystemets bane gjennom galaksen er en faktor i periodisiteten av masseutryddelser observert i jordens fossilsamlinger. En hypotese foreslår at vertikale svingninger gjort av solen mens den går i bane rundt galaksens sentrum fører til at den regelmessig passerer gjennom galaksens plan. Når solens omløpsbane fører den på utsiden av den galaktiske skiven blir påvirkningen fra det galaktiske tidevannet svakere; når den entrer den galaktiske skiven igjen, noe den gjør hvert 20–25 millioner år, blir den påvirket av den langt sterkere «tidevannsskiven», som ifølge matematiske modeller øker fluksen til kometer i Oorts skys med en faktor på fire og fører til en massiv økning i sannsynligheten for en ødeleggende nedslag.[97]

Andre hevder imidlertid at solen for tiden er nær det galaktiske planet og at likevel var den siste store utryddelsen for 15 millioner år siden. Derfor kan ikke solens vertikale posisjon alene forklare slike periodiske utryddelser, og at utryddelser i stedet skjer når solen passerer gjennom galaksens spiralarm. Spiralarmene er ikke hjem bare for et større antall molekylskyer hvis tyngdekrefter kan forvrenge Oorts sky, men også for høyere konsentrasjoner av lyse blå kjempestjerner som eksisterer i relativt korte perioder for så å eksplodere voldsomt som supernovaer.[98]

Galaktisk kollisjon og planetenes spredning

[rediger | rediger kilde]

Selv om de aller fleste galaksene i universet beveger seg bort fra Melkeveien, er Andromedagalaksen, det største medlemmet av vår lokale gruppe, på vei mot Melkeveien i rundt 120 km/s.[99] Om rundt 2 milliarder år vil Andromeda og Melkeveien kollidere deformeres som tidevannskrefter og forvrenge sine ytre armer til store tidevannshaler. Dersom denne antatte hendelsen oppstår, beregner astronomer at det er 12 % sjanse for at solsystemet vil bli trukket utover i Melkeveiens tidevannshale, og 3 % sjanse for at det vil bli gravitasjonelt bundet til Andromeda og dermed en del av denne galaksen.[99] Etter ytterligere serier med utstøtende eksplosjoner, hvor sannsynligheten for utstøting av solsystemet øker til 30 %,[100] vil galaksenes supermassive sorte hull slå seg sammen. Til slutt, etter rundt 7 milliarder år vil Andromeda og Melkeveien være sammenslått til en stor elliptisk galakse. Dersom der er nok gass, vil gassen i løpet av sammenslåingen bli tvunget til sentrum av den formende galaksen. Dette kan føre til en kort periode med intensiv stjernedannelse kalt starburst.[99] I tillegg vil den innfallende gassen mate det nydannede sorte hullet og omdanne det til en aktiv galaksekjerne. Kreftene fra disse påvirkningene vil trolig presse solsystemet inn i den nye galaksens ytre halo, og etterlate den relativt uskadd etter strålingen fra disse kollisjonene.[99]

Det er en vanlig misforståelse at denne kollisjonen vil forstyrre planetenes omløpsbane i solsystemet. Mens det er sant at gravitasjonen til passerende stjerner kan løsrive planeter til det interstellare rom, er avstanden mellom stjerner så store at sannsynligheten for at en kollisjon mellom Andromeda og Melkeveien vil forårsake forstyrrelser til et individuelt stjernesystem er ubetydelig. Mens solsystemet som helhet kunne bli påvirket av disse hendelsene, forventes det ikke at olen og planetene blir det.[101]

Over tid øker imidlertid den kumulative sannsynligheten for et tilfeldig møte med en stjerne, og forstyrrelser av planeter blir unngåelig. Forutsatt at Big Crunch- eller Big Rip-scenarioer for slutten på universet ikke forekommer, tyder beregninger på at gravitasjonen fra passerende stjerner vil fullstendig ha fjernet alle de gjenværende planetene fra den døde solen innen en kvadrillion (1015) år. Dette markerer slutten på solsystemet. Mens solen og planeten kan overleve vil solsystemet, i noen meningsfull forstand, opphøre å eksistere.[3]

Kronologi

[rediger | rediger kilde]
Tidslinje for solens liv

Tidsrammen for solsystemets dannelse har blitt fastsatt ved bruk av radiometriske dateringer. Forskere anslår at solsystemet er 4,6 milliarder år gammelt, og de eldste kjente mineralkornene på jorden er ca. 4,4 milliarder år gamle.[102] Mineraler som er så gamle er sjeldne ettersom jordens overflate til stadighet blir omformet av erosjon, vulkanisme og platetektonikk. For å anslå alderen på solsystemet bruker forskere meteoritter som ble dannet under den tidlige sammensetningen av stjernetåken. Nesten alle meteoritter (se Canyon Diablo) er funnet å ha en alder på 4,6 milliarder år, noe som antyder at solsystemet må være minst så gammelt.[s 11]

Studier av skiver rundt andre stjerner har også gjort mye for å etablere en tidsramme for solsystemets dannelse. Stjerner på mellom én og tre millioner år har skiver som er rike på gass mens skiver som er mer enn ti millioner år gamle har lite eller ingen gass, noe som tyder på at gasskjempene i dem har opphørt dannelsen.[26]

Tidslinje for solsystemets utvikling

[rediger | rediger kilde]

Merk: Alle datoer og tider i denne kronologien er omtrentlige og bør kun tas som en indikator på størrelsesordenen.

Fase Tid siden dannelsen av solen Hendelse
Før solsystemet Milliarder av år før dannelsen av solsystemet Tidlige generasjoner av stjerner lever og dør. De tilfører tunge grunnstoff til det interstellare materie hvor solsystemet ble dannet.[11]
~50 millioner år før dannelsen av solsystemet Hvis solsystemet ble dannet i en oriontåke-lignende region, blir de mest massive stjernene dannet, lever sine liv, dør og eksploderer i supernovaer. En spesiell supernova, kalt primal supernova utløser muligens dannelsen av solsystemet.[13][14]
Dannelsen av solen 0–100 000 år Tidlig stjernetåke dannes og begynner å kollapse. Solen begynner å dannes.[26]
100 000–50 millioner år Solen er en T Tauri-protostjerne.[7]
100 000–10 millioner år Ytre planeter dannes. I løpet av 10 millioner år blåses gassen i den protoplanetariske skiven avgårde, og de ytre planetenes dannelse er sannsynligvis ferdig.[26]
10 millioner–100 millioner år De terrestriske planetene og månen dannes. Gigantiske nedslag oppstår. Vann blir overført til jorden.[2]
Hovedserien 50 millioner år Solen blir en hovedseriestjerne.[22]
200 millioner år De eldste kjente bergarter på jorden blir dannet.[102]
500 millioner–600 millioner år Resonans i Jupiter og Saturns omløpsbaner flytter Neptun ut i kuiperbeltet. Det sene tunge bombardementet forekommer i det indre solsystemet.[2]
800 millioner år Det eldste kjente livet på jorden.[54] Oorts sky når maksimal størrelse.[49]
4,6 milliarder år I dag. Solen forblir en hovedseriestjerne og vokser seg kontinuerlig varmere og lysere med ~10 % per milliard år.[82]
6 milliarder år Solens beboelige sone flyttes utenfor jordens bane, muligens inn i Mars' bane.[85]
7 milliarder år Melkeveien og Andromedagalaksen begynner å kollidere. En liten sjanse for at solsystemet blir fanget av Andromeda før de to galaksene slås fullstendig sammen.[99]
Etter hovedserien 10 milliarder–12 milliarder år Solen begynner å forbrenne hydrogen i et skall som omgir kjerner, og ender med det livet i hovedserien. Solen begynner å gå inn i den røde kjempegrenen av Hertzsprung-Russell-diagrammet og vokser seg dramatisk lysere (med en faktor på opp til 2 700), større (med en faktor opp til 250 i radius) og kjøligere (ned til 2 600 K): Solen er nå en rød kjempe. Merkur og muligens Venus og jorden er slukt.[83][87] Saturns måne Titan kan bli beboelig.[88]
~12 milliarder år Solen passerer gjennom helium-brennende horisontal kjempegren– og asymptotisk kjempegren–fase og mister totalt ~30 % av sin masse i alle faser etter hovedserien. Den asymptotiske kjempegren-fasen ender med en utstøting av en planetarisk tåke og etterlater solens kjerne som en hvit dverg.[83][91]
Rester av solen > 12 milliarder år Den vite dvergsolen, som ikke lengre produserer energi, begynner og kjøles ned og blir kontinuerlig mørkere; dette fortsetter i trillioner av år før den til slutt blir en sort dverg.[93][95]
~1 kvadrillion år (1015 år) Solen kjøles til 5 K[s 12] Gravitasjonen til passerende stjerner løser planeter fra deres bane. Solsystemet opphører å eksistere.[3]

Se også

[rediger | rediger kilde]

Noter og referanser

[rediger | rediger kilde]
Noter
  1. ^ En astronomisk enhet, eller AU (fra engelsk Astronomical unit), er den gjennomsnittlige avstanden mellom jorden og solen, eller ~150 millioner kilometer. Det er standardenheten for målinger av interplanetariske avstander.
  2. ^ Jupiter, Saturn, Uranus og Neptuns samlede masse tilsvarer 445,6 jordmasser. Massen til det gjenværende materiet tilsvarer ~5.26 jordmasser eller 1,1 %
  3. ^ Grunnen til at både Saturn, Uranus og Neptun beveget seg utover, mens Jupiter beveget seg innover, er at Jupiters er massiv nok til å kaste planetesimaler ut av solsystemet mens de andre tre planetene ikke er det. For å kaste et objekt ut av solsystemet overfører Jupiter energi til objektet, for så å miste noe av sin baneenergi og bevege seg innover. Når Neptun, Uranus og Saturn påvirker planetesimaler utover, ender planetesimalene opp i høyt eksentriske, men fortsatt bundne baner, for så å kunne returnere til den påvirkende planeten og gi tilbake dens tapte energi. I motsatt tilfelle, når Neptun, Uranus og Saturn påvirker objekter innover, får planetene energi ved og beveger seg dermed utover. Enda viktigere; et objekt som blir påvirket innover har en større sjanse for å støte på Jupiter og bli kastet ut av solsystemet. I disse tilfellene vil energien Neptun, Uranus og Saturn fikk fra det utkastede objektet bli permanent.
  4. ^ I alle disse tilfellene av overføring av drivmoment blir drivmomentet til det to-legemede systemet bevart. I kontrast blir den summerte energien til månens kretsing pluss den primærobjektets rotasjon ikke bevart, men avtar over tid på grunn av friksjonsvarme generert ved bevegelse av tidevannsforhøyningen gjennom primærobjektets legeme. Dersom primærobjektet var en friksjonsløs ideell væske, ville tidevannsforhøyningen være sentrert under satellitten og ingen overføring ville funnet sted. Det er tapet av den dynamiske energien gjennom friksjon som gjør overføring av drivmoment mulig.
Bokreferanser
  1. ^ The Sun: A Biography
  2. ^ a b Fred Hoyle: A Life in Science s. 197–222
  3. ^ Introductory Astronomy & Astrophysics s. 207
  4. ^ Introductory Astronomy & Astrophysics s. 320
  5. ^ Introductory Astronomy & Astrophysics s. 118–120
  6. ^ Does God Play Dice? s. 246–49
  7. ^ Solar System Dynamics s. 184
  8. ^ From the Big Bang to Planet X s. 79–81
  9. ^ Introductory Astronomy & Astrophysics s. 320–321
  10. ^ Introductory Astronomy & Astrophysics s. 322
  11. ^ Earth Systems: Processes and Issues s. 45–58
  12. ^ The Anthropic Cosmological Principle
Øvrige referanser
  1. ^ Bouvier, Audrey og Meenakshi Wadhwa (22. august 2010). «The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion». Nature Geoscience (på engelsk). Nature Publishing Group. doi:10.1038/NGEO941. Besøkt 8. mars 2011. 
  2. ^ a b c d e f g h R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli (2005). «Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets» (PDF). Nature. 435 (7041): 466–9. PMID 15917802. doi:10.1038/nature03676. 
  3. ^ a b c Freeman Dyson (juli 1979). «Time Without End: Physics and Biology in an open universe». Reviews of Modern Physics. Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey. 51 (3): 447. doi:10.1103/RevModPhys.51.447. Arkivert fra originalen 16. mai 2008. Besøkt 2. april 2008.  «Arkivert kopi». Arkivert fra originalen 16. mai 2008. Besøkt 8. mars 2011. 
  4. ^ «Solar system». Merriam Webster Online Dictionary (på engelsk). 2008. Besøkt 8. mars 2011. 
  5. ^ M. M. Woolfson (1984). «Rotation in the Solar System». Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 313: 5. doi:10.1098/rsta.1984.0078. 
  6. ^ Nigel Henbest (1991). «Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table». New Scientist (på engelsk). Arkivert fra originalen 7. juli 2013. Besøkt 8. mars 2011. 
  7. ^ a b c d e J. J. Rawal (1986). «Further Considerations on Contracting Solar Nebula» (PDF). Earth, Moon, and Planets. Springer Netherlands. 34 (1): 93–100. doi:10.1007/BF00054038. Besøkt 27. desember 2006. [død lenke]
  8. ^ a b c d e Ann Zabludoff (University of Arizona) (våren 2003). «Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System» (på engelsk). Arkivert fra originalen 22. august 2011. Besøkt 11. mars 2011. 
  9. ^ J. J. Rawal (1986). «Further Considerations on Contracting Solar Nebula» (PDF). Earth, Moon, and Planets. Springer Netherlands. 34 (1): 93–100. doi:10.1007/BF00054038. Besøkt 27. desember 2006. [død lenke]
  10. ^ W. M. Irvine (1983). «The chemical composition of the pre-solar nebula». I T. I. Gombosi (ed.). Cometary Exploration. 1. 
  11. ^ a b Charles H. Lineweaver (2001). «An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect». Icarus. 151: 307. doi:10.1006/icar.2001.6607. arXiv:astro-ph/0012399. 
  12. ^ Williams, J. (2010). «The astrophysical environment of the solar birthplace». Contemporary Physics. 54: 381–396. doi:10.1080/00107511003764725. 
  13. ^ a b J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin (21. mai 2004). «The Cradle of the Solar System». Science. 304 (5674): 1116–1117. PMID 15155936. doi:10.1126/science.1096808. 
  14. ^ a b Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer (2007). «Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk» (abstract page). Science. 316 (5828): 1178–1181. PMID 17525336. doi:10.1126/science.1141040. 
  15. ^ Simon F. Portegies Zwart (2009). «The Lost Siblings of the Sun». Astrophysical Journal. 696 (L13-L16): L13. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L13. 
  16. ^ Nathan A. Kaib og Thomas Quinn (2008). «The formation of the Oort cloud in open cluster environments». Icarus. 197 (1): 221–238. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.020. 
  17. ^ Jane S. Greaves (2005). «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems». Science. 307 (5706): 68–71. PMID 15637266. doi:10.1126/science.1101979. 
  18. ^ Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. (1. februar 1987). «Evidence in meteorites for an active early sun». Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor. 313: L31–L35. Bibcode:1987ApJ...313L..31C. doi:10.1086/184826. 
  19. ^ M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida (2003). «Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm» (PDF). I Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.). The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I. 289. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 
  20. ^ Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt; m.fl. (1999). «Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars». The Astronomical Journal. 117: 1490–1504. doi:10.1086/300781. 
  21. ^ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger (2003). «Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems». Astrophysical Journal. 589: 397. doi:10.1086/374408. 
  22. ^ a b Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes (2001). «Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Isochrones for Solar Mixture». Astrophysical Journal Supplement. 136: 417. doi:10.1086/321795. arXiv:astro-ph/0104292. 
  23. ^ A. P. Boss, R. H. Durisen (2005). «Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation» (abstract page). The Astrophysical Journal. 621: L137–L140. doi:10.1086/429160. 
  24. ^ a b P. Goldreich, W. R. Ward (1973). «The Formation of Planetesimals». Astrophysical Journal. 183: 1051. doi:10.1086/152291. Besøkt 16. november 2006. 
  25. ^ a b Angeles Gavira og Peter Frances (red), Rocks and Minerals, Dorling Kindersley / Smithsonian Institution, 2005, utgave 2008, side 12.
  26. ^ a b c d e f g h i Douglas N. C. Lin (mai 2008). «The Genesis of Planets» (fee required). Scientific American. 298 (5): 50–59. PMID 18444325. doi:10.1038/scientificamerican0508-50. 
  27. ^ Staff. «How Earth Survived Birth». Astrobiology Magazine. Besøkt 4. februar 2010. 
  28. ^ a b c E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison (2002). «The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn». Astronomical Journal. 123: 2862. doi:10.1086/339975. arXiv:astro-ph/0111290. 
  29. ^ a b c d e f g h i Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven; m.fl. (2007). «Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune». Icarus. 196: 258. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. arXiv:0712.0553. 
  30. ^ Emily Lakdawalla (2006). «Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender». The Planetary Society. Arkivert fra originalen 14. juli 2007. Besøkt 2. januar 2007. 
  31. ^ B. G. Elmegreen (1979). «On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind». Astronomy & Astrophysics. 80: 77. Besøkt 19. november 2006. 
  32. ^ Heng Hao (24. november 2004). «Disc-Protoplanet interactions» (PDF). Harvard University (på engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 7. september 2006. Besøkt 19. november 2006. 
  33. ^ Mike Brown (California Institute of Technology). «Dysnomia, the moon of Eris». Personal web site. Besøkt 9. mars 2011. 
  34. ^ a b Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus. 153: 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702. Arkivert fra originalen (PDF) 21. februar 2007. Besøkt 9. mars 2011. 
  35. ^ Junko Kominami, Shigeru Ida (2001). «The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets». Icarus. Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo, Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo. 157 (1): 43–56. doi:10.1006/icar.2001.6811. 
  36. ^ Sean C. Solomon (2003). «Mercury: the enigmatic innermost planet». Earth and Planetary Science Letters. 216: 441–455. doi:10.1016/S0012-821X(03)00546-6. 
  37. ^ a b c William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny; m.fl. (2005). «Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion» (PDF). Icarus. 179: 63–94. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017. 
  38. ^ R. Edgar, P. Artymowicz (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354: 769–772. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Besøkt 12. mai 2008. 
  39. ^ E. R. D. Scott (2006). «Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids». Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference. League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Besøkt 16. april 2007. 
  40. ^ a b c David O’Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke (2007). «The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited» (PDF). Icarus. 191: 434–452. doi:10.1016/j.icarus.2007.05.005. 
  41. ^ a b Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine (2007). «High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability». Astrobiology. 7 (1): 66–84. PMID 17407404. doi:10.1089/ast.2006.06-0126. 
  42. ^ Susan Watanabe (20. juli 2001). «Mysteries of the Solar Nebula». NASA. Arkivert fra originalen 17. januar 2012. Besøkt 2. april 2007. 
  43. ^ Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, M. V. Vasilyev, E. I. Yagudina (2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus. 158 (1): 98–105. doi:10.1006/icar.2002.6837. 
  44. ^ a b Henry H. Hsieh, David Jewitt (23. mars 2006). «A Population of Comets in the Main Asteroid Belt» (abstract page). Science. 312 (57735773): 561–563. PMID 16556801. doi:10.1126/science.1125150. Besøkt 5. april 2008. 
  45. ^ Francis Reddy (2006). «New comet class in Earth's backyard». astronomy.com (på engelsk). Besøkt 29. april 2008. 
  46. ^ A. Morbidelli, J. Chambers, J. I. Lunine, J. M. Petit, F. Robert, G. B. Valsecchi, K. E. Cyr (2000). «Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth». Meteoritics & Planetary Science. 35: 1309. 
  47. ^ Florence Raulin-Cerceau, Marie-Christine Maurel, Jean Schneider (1998). «From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life». Origins of Life and Evolution of Biospheres. Springer Netherlands. 28: 597–612. doi:10.1023/A:1006566518046. Besøkt 19. desember 2007. [død lenke]
  48. ^ a b G. Jeffrey Taylor (21. august 2001). «Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon». Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. Besøkt 1. februar 2008. 
  49. ^ a b c Alessandro Morbidelli (2006). «Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs» (PDF). arxiv. Besøkt 26. mai 2007. 
  50. ^ R. Malhotra (1995). «The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune». Astronomical Journal. 110: 420. doi:10.1086/117532. arXiv:astro-ph/9504036. 
  51. ^ M. J. Fogg, R. P. Nelson (2007). «On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems». Astronomy & Astrophysics. 461: 1195. doi:10.1051/0004-6361:20066171. arXiv:astro-ph/0610314. 
  52. ^ Kathryn Hansen (2005). «Orbital shuffle for early solar system». Geotimes. Besøkt 22. juni 2006. 
  53. ^ «Chronology of Planetary surfaces». NASA History Division. Besøkt 13. mars 2008. 
  54. ^ a b «UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago». University of California-Los Angeles. 21. juli 2006. Besøkt 29. april 2008. 
  55. ^ Clark R. Chapman (1996). «The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash» (PDF). Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien,. 53: 51–54. Arkivert fra originalen (PDF) 10. september 2008. Besøkt 6. mai 2008.  «Arkivert kopi» (PDF). Arkivert fra originalen (PDF) 10. september 2008. Besøkt 10. mars 2011. 
  56. ^ a b Craig B. Agnor, Hamilton P. Douglas (2006). «Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter» (PDF). Nature. 441 (7090): 192–194. PMID 16688170. doi:10.1038/nature04792. Arkivert fra originalen (PDF) 21. juni 2007.  «Arkivert kopi» (PDF). Arkivert fra originalen (PDF) 21. juni 2007. Besøkt 10. mars 2011. 
  57. ^ Beth E. Clark, Robert E. Johnson (1996). «Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space». Eos, Transactions, American Geophysical Union. 77: 141. doi:10.1029/96EO00094. Arkivert fra originalen 6. mars 2008. Besøkt 13. mars 2008.  «Arkivert kopi». Arkivert fra originalen 6. mars 2008. Besøkt 10. mars 2011. 
  58. ^ a b William F. Bottke, D. Durba, D. Nesvorny; m.fl. (2005). «The origin and evolution of stony meteorites» (PDF). Proceedings of the International Astronomical Union. Dynamics of Populations of Planetary Systems. 197. doi:10.1017/S1743921304008865. 
  59. ^ H. Alfvén, G. Arrhenius (1976). «The Small Bodies». SP–345 Evolution of the Solar System. NASA. Besøkt 12. april 2007. 
  60. ^ N. Takato, S. J. Bus; m.fl. (2004). «Detection of a Deep 3-m Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV)». Science. 306 (5705): 2224–7. PMID 15618511. doi:10.1126/science.1105427. 
  61. ^ Fraser Cain (24. desember 2004). «Jovian Moon Was Probably Captured». Universe Today. Arkivert fra originalen 30. januar 2008. Besøkt 3. april 2008. 
  62. ^ D. C. Jewitt, S. Sheppard, C. Porco (2004). «Jupiter's outer satellites and Trojans» (PDF). I Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon (eds.). Jupiter. The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. Arkivert fra originalen (PDF) 14. juni 2007. 
  63. ^ Scott S. Sheppard (Carnegie Institution of Washington). «The Giant Planet Satellite and Moon Page». Personal web page. Arkivert fra originalen 11. mars 2008. Besøkt 13. mars 2008. 
  64. ^ a b R. M. Canup, E. Asphaug (2001). «Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation». Nature. 412 (6848): 708–12. PMID 11507633. doi:10.1038/35089010. 
  65. ^ D. J. Stevenson (1987). «Origin of the moon – The collision hypothesis». Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 15: 271. doi:10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. 
  66. ^ G. Jeffrey Taylor (31. desember 1998). «Origin of the Earth and Moon». Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. Besøkt 25. juli 2007. 
  67. ^ Robin M. Canup (28. januar 2005). «A Giant Impact Origin of Pluto-Charon» (abstract page). Science. 307 (57095709): 546–550. PMID 15681378. doi:10.1126/science.1106818. Besøkt 1. mai 2008. 
  68. ^ a b J. Laskar (1994). «Large-scale chaos in the solar system». Astronomy and Astrophysics. 287: L9–L12. 
  69. ^ Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom (1988). «Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic» (PDF). Science. 241 (4864): 433–437. PMID 17792606. doi:10.1126/science.241.4864.433. 
  70. ^ O. Neron de Surgy, J. Laskar (februar 1997). «On the long term evolution of the spin of the Earth». Astronomy and Astrophysics. 318: 975–989. Besøkt 8. juni 2008. 
  71. ^ a b Wayne B. Hayes (2007). «Is the outer Solar System chaotic?». Nature Physics. 3: 689–691. doi:10.1038/nphys728. arXiv:astro-ph/0702179. 
  72. ^ David Shiga (23. april 2008). «The solar system could go haywire before the sun dies». NewScientist.com News Service. Besøkt 28. april 2008. [død lenke]
  73. ^ A. Gailitis (1980). «Tidal Heating of Io and orbital evolution of the Jovian satellites». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 201: 415. Besøkt 27. mars 2008. 
  74. ^ R. Bevilacqua, O. Menchi, A. Milani; m.fl. (1980). «Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case». Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141–152. doi:10.1007/BF00898423. Besøkt 27. august 2007. [død lenke]
  75. ^ Bruce G. Bills, Gregory A. Neumann, David E. Smith, and Maria T. Zuber (2006). «Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos». Journal of Geophysical Research. 110 (E7): E07004. Bibcode:2005JGRE..11007004B. doi:10.1029/2004JE002376. 
  76. ^ C. F. Chyba, D. G. Jankowski, P. D. Nicholson (1989). «Tidal evolution in the Neptune-Triton system». Astronomy & Astrophysics. 219: 23. Bibcode:1989A&A...219L..23C. 
  77. ^ J. A. Burns, D. P. Simonelli, M. R. Showalter, D. P. Hamilton, C. C. Porco, L. W. Esposito, H. Throop (2004). «Jupiter’s Ring-Moon System» (PDF). I Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon (eds.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. Besøkt 14. mai 2008. 
  78. ^ Martin J. Duncan, Jack J. Lissauer (1997). «Orbital Stability of the Uranian Satellite System». Icarus. 125 (1): 1–12. doi:10.1006/icar.1996.5568. 
  79. ^ Marc Buie, William Grundy, Eliot Young, Leslie Young, Alan Stern (2006). «Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005». The Astronomical Journal. 132 (1): 290. Bibcode:2006AJ....132..290B. doi:10.1086/504422. arXiv:astro-ph/0512491. 
  80. ^ Stefano Coledan (2002). «Saturn Rings Still A Mystery». Popular Mechanics. Besøkt 3. mars 2007. 
  81. ^ «Saturn's recycled rings». Astronomy Now: 9. februar 2008. 
  82. ^ a b c Jeff Hecht (2. april 1994). «Science: Fiery future for planet Earth». New Scientist (1919). s. 14. Besøkt 29. oktober 2007. 
  83. ^ a b c d e f g h K. P. Schroder, Robert Connon Smith (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. 
  84. ^ Knut Jørgen, Røed Ødegaard (2004). «Our changing solar system». Centre for International Climate and Environmental Research. Arkivert fra originalen 9. oktober 2008. Besøkt 27. mars 2008. 
  85. ^ a b Jeffrey Stuart Kargel (2004). Mars: A Warmer, Wetter Planet. Springer. ISBN 1-85233-568-8. Besøkt 29. oktober 2007. 
  86. ^ «Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)». NASA Goddard Space Center. 2006. Besøkt 29. desember 2006. 
  87. ^ a b c d I. J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer (1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  88. ^ a b Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay (1997). «Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon» (PDF). Geophysical Research Letters. 24 (22): 2905–8. PMID 11542268. doi:10.1029/97GL52843. Arkivert fra originalen (PDF) 24. juli 2011. Besøkt 21. mars 2008. 
  89. ^ Marc Delehanty. «Sun, the solar system's only star». Astronomy Today. Besøkt 23. juni 2006. 
  90. ^ K. R. Rybicki, C. Denis (2001). «On the Final Destiny of the Earth and the Solar System». Icarus. 151 (1): 130–137. doi:10.1006/icar.2001.6591. 
  91. ^ a b Bruce Balick (Department of Astronomy, University of Washington). «Planetary nebulae and the future of the Solar System». Personal web site. Arkivert fra originalen . Besøkt 23. juni 2006. 
  92. ^ B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, J. Southworth, A. Rebassa-Mansergas (2006). «A Gaseous Metal Disk Around a White Dwarf». Science. 314 (58075807): 1908–1910. PMID 17185598. doi:10.1126/science.1135033. 
  93. ^ a b Richard W. Pogge (1997). «The Once & Future Sun». New Vistas in Astronomy. Arkivert fra originalen (lecture notes) 27. mai 2005. Besøkt 7. desember 2005. 
  94. ^ T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, A. Kanaan (2004). «Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093». Astrophysical Journal. 605 (2): L133. Bibcode:2004ApJ...605L.133M. doi:10.1086/420884. arXiv:astro-ph/0402046. 
  95. ^ a b G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron (2001). «The Potential of White Dwarf Cosmochronology». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409–435. doi:10.1086/319535. Besøkt 11. mai 2008. 
  96. ^ Stacy Leong (2002). Glenn Elert (red.), red. «Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)». The Physics Factbook (selvpublisert). Besøkt 26. juni 2008. 
  97. ^ Michael Szpir. «Perturbing the Oort Cloud». American Scientist. The Scientific Research Society. Arkivert fra originalen 8. juni 2012. Besøkt 25. mars 2008. 
  98. ^ Erik M. Leitch, Gautam Vasisht (1998). «Mass Extinctions and The Sun's Encounters with Spiral Arms». New Astronomy. 3 (1): 51–56. doi:10.1016/S1384-1076(97)00044-4. Besøkt 9. april 2008. 
  99. ^ a b c d e Fraser Cain (2007). «When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?». Universe Today. Besøkt 16. mai 2007. 
  100. ^ J. T. Cox, Abraham Loeb (2007). «The Collision Between The Milky Way And Andromeda». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 461. Bibcode:2008MNRAS.tmp..333C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. arXiv:0705.1170. Arkivert fra originalen 2. januar 2008. Besøkt 2. april 2008. 
  101. ^ J. Braine, U. Lisenfeld, P. A. Duc, E. Brinks, V. Charmandaris, S. Leon (2004). «Colliding molecular clouds in head-on galaxy collisions». Astronomy and Astrophysics. 418 (2): 419–428. doi:10.1051/0004-6361:20035732. Besøkt 2. april 2008. 
  102. ^ a b Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham (2001). «Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago» (PDF). Nature. 409 (6817): 175–8. PMID 11196637. doi:10.1038/35051550. 

Litteratur

[rediger | rediger kilde]
  • Whitehouse, David (2005). The Sun: A Biography (på engelsk). John Wiley and Sons. ISBN 978-0-470-09297-2. 
  • Mitton, Simon (2005). «Origin of the Chemical Elements». Fred Hoyle: A Life in Science (på engelsk). Aurum. ISBN 978-1-85410-961-3. 
  • Zeilik, Michael A og Gregory, Stephen A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (på engelsk) (4 utg.). Saunders College Publishing. ISBN 0-03-006228-4. 
  • C.D. Murray & S.F. Dermott (1999). Solar System Dynamics (på engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0-521-57295-9. 
  • Dickinson, Terence (1993). From the Big Bang to Planet X (på engelsk). Camden East, Ontario: Camden House. ISBN 0-921820-71-2. 
  • Ian Stewart (1997). Does God Play Dice? (på engelsk) (2 utg.). Penguin Books. s. 246–249. ISBN 0-14-025602-4. 
  • Gary Ernst Wallace (2000). «Earth's Place in the Solar System». Earth Systems: Processes and Issues (på engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0-521-47895-2. 
  • Barrow, John D.; Tipler, Frank J. (1988). The Anthropic Cosmological Principle. Oxford: Oxford University Press. ISBN 9780192821478. LC 87-28148.  [forord av John Archibald Wheeler]

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Solsystemets_opprinnelse_og_utvikling&oldid=24826042»