Σχηματισμός των πλανητικών συστημάτων

Με τον όρο πλανητικό σύστημα εννοούμε ένα σύνολο μη αστρικών ουρανίων αντικειμένων-σωμάτων  που συγκρατούνται βαρυτικά σε τροχιές γύρω από έναν αστέρα ή σύστημα αστέρων. Σε γενικές γραμμές, τα συστήματα με έναν ή περισσότερους πλανήτες αποτελούν ένα πλανητικό σύστημα, αν και τέτοια συστήματα μπορεί επίσης να περιέχουν και άλλα σώματα, όπως νάνους πλανήτες, αστεροειδείς, φυσικούς δορυφόρους, μετεωροειδή αντικείμενα, κομήτες, πλανητοειδή αντικείμενα και περιαστρικούς δίσκους. Ο Ήλιος μαζί με το πλανητικό του  σύστημα, το οποίο περιλαμβάνει και τη Γη, είναι το γνωστό ηλιακό μας σύστημα ή το Ηλιακό Σύστημα. Το Ηλιακό Σύστημα, όπως ορίστηκε παραπάνω, καθορίζει το αστρονομικό μοντέλο στο οποίο η Γη και οι πλανήτες περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο ο οποίος  βρίσκεται στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος. Ο όρος εξωηλιακό σύστημα, που χρησιμοποιείται τα τελευταία χρόνια, αναφέρεται σε άλλα πλανητικά συστήματα, γύρω από άλλους (εκτός του Ήλιου) αστέρες. Οι πλανήτες που ανήκουν σε άλλα εξωηλιακά συστήματα ονομάζονται εξωηλιακοί πλανήτες ή απλά εξωπλανήτες.

Για να απαντήσουμε στο ερώτημα του σχηματισμού ενός πλανητικού συστήματος θα χρησιμοποιήσουμε τις γνώσεις και το μοντέλο που έχει προταθεί για τη δημιουργία του δικού μας πλανητικού συστήματος, του Ηλιακού Συστήματος. Οι πρώτες συστηματικές θεωρίες για τη δημιουργία του ηλιακού μας συστήματος εμφανίστηκαν τον 18ο αιώνα. Συγκεκριμένα, ο γερμανός φιλόσοφος Ιμμάνουελ Καντ (Immanuel Kant, 1724-1804) πρότεινε για πρώτη φορά τη θεωρία ότι οι πλανήτες δημιουργήθηκαν από τη συμπύκνωση ενός τεράστιου νέφους αερίων και σκόνης. Αργότερα και άλλοι επιστήμονες, όπως ο Laplace (1749-1827), o Kuiper (1905-1973)  και ο Hoyle (1915-2001) επέκτειναν και συμπλήρωσαν τη θεωρία αυτή, η οποία σήμερα είναι γνωστή ως νεφελική θεωρία (nebular hypothesis) (Εικ. 1).


Εικόνα 1. Νεφελική θεωρία για τη δημιουργία πλανητικών συστημάτων. (a), (b) Το αρχικό ηλιακό νεφέλωμα συστέλλεται και παίρνει τη μορφή ενός πεπλατυσμένου περιστρεφόμενου δίσκου. Η σφαιρική περιοχή στο κέντρο θα γίνει ο Ήλιος. Μικρότερα σφαιρίδια στις εξωτερικές περιοχές μπορεί να γίνουν πλανήτες σαν τον Δία. (c) Οι κόκκοι σκόνης δρουν ως πυρήνες συμπύκνωσης, σχηματίζοντας συστάδες ύλης που συγκρούονται, κολλούν μεταξύ τους και εξελίσσονται σε πλανητοειδή σώματα μεγέθους δορυφόρων. (d) Ισχυροί άνεμοι από τον Ήλιο, που εξακολουθεί να σχηματίζεται, εκτοξεύουν τα αέρια του νέφους προς τα έξω.  (e) Τα πλανητοειδή σώματα  συνεχίζουν να συγκρούονται και να μεγαλώνουν σε μέγεθος. (f) Κατά τη διάρκεια περίπου εκατό εκατομμυρίων ετών, τα πλανητοειδή σχηματίζουν μερικούς μεγάλους πλανήτες, που ταξιδεύουν σε περίπου κυκλικές τροχιές γύρω από τον Ήλιο. (Πηγή: http://lifeng.lamost.org/)

Σύμφωνα με τη θεωρία αυτή, ένα νέφος από διαστρικό αέριο (κυρίως υδρογόνο), σκόνη και πάγο, που περιείχε πολλές γενιές υλικού, κατέρρευσε για να σχηματιστεί το νεφέλωμα, από το οποίο δημιουργήθηκε στη συνέχεια ο Ήλιος και τα υπόλοιπα μέλη του ηλιακού μας συστήματος. Το πιο πιθανό είναι ότι αυτή η κατάρρευση μπορεί να προκλήθηκε από ένα κοντινό σουπερνόβα.

Σύμφωνα με όσα αναφέρονται και στο βιβλίο Αστροφυσική Πλάσματος, Κ. Τσίγκανος, Εκδόσεις Σταμούλη, Αθήνα, 2017, το νέφος αρχίζει να συστέλλεται με αποτέλεσμα να αυξάνεται η πυκνότητά του. Με την αύξηση της πίεσης και της θερμοκρασίας στο εσωτερικό του, όταν η θερμοκρασία φτάσει τα εκατομμύρια βαθμούς, τότε αρχίζουν να πραγματοποιούνται στον πυρήνα του πρωτοαστέρα  πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης υδρογόνου σε ήλιο. Η ενέργεια που ελευθερώνεται προκαλεί δραματική αύξηση της εσωτερικής πίεσης του πρωτοαστέρα, που αντισταθμίζει τη βαρυτική του κατάρρευση. Έτσι, η συστολή αναχαιτίζεται και δημιουργείται κατάσταση δυναμικής ισορροπίας. Τότε λέμε ότι γεννήθηκε ένας νέος αστέρας. Οι αστροφυσικοί πιστεύουν ότι επειδή το υλικό στο νεφέλωμα περιστρεφόταν σε κάποιο βαθμό, δεν έπεσε όλο το υλικό του νεφελώματος κατευθείαν στην κεντρική μάζα, για να σχηματιστεί ο κεντρικός αστέρας, ο Ήλιος. Αντί γι αυτό, ένα μέρος του υλικού περιορίστηκε σε έναν επίπεδο, περιστρεφόμενο δίσκο, που ονομάζεται πρωτοπλανητικός δίσκος, γύρω από έναν νεαρό Ήλιο.

Όμως, για να φθάσει σε αυτή την κατάσταση μικρής ακτίνας ο πρωτοαστέρας, πρέπει το υλικό του δίσκου να απαλλαγεί από τη στροφορμή που κατέχει και η οποία διατηρείται, ως  γνωστόν σε ένα απομονωμένο σύστημα. Δηλαδή, η διατήρηση της στροφορμής είναι εχθρός του σχηματισμού αστέρων. Για να σχηματισθεί ένας  αστέρας, το νεφέλωμα πρέπει να αποβάλει ένα μεγάλο ποσοστό της στροφορμής του.  Πώς όμως γίνεται αυτό; Το περίπου σφαιρικό αρχικό νεφέλωμα έχει αρχική συχνότητα περιστροφής ω, όπως και ένας παγοδρόμος, όταν έχει ανοιχτά τα χέρια του. Στη συνέχεια, όταν το νεφέλωμα καταρρέοντας σχηματίζει μια φακοειδή δομή με ένα πρωτοαστρικό πυρήνα στο κέντρο και ένα περιβάλλοντα δίσκο, η  συχνότητα περιστροφής του αυξάνεται σε Ω>>ω, όπως και  η περιστροφή του παγοδρόμου, όταν κλείσει τα χέρια του. Τότε η κατάρρευση σταματά λόγω της μεγάλης περιστροφικότητας του υλικού, το οποίο καθώς συρρικνώνεται περιστρέφεται με όλο και μεγαλύτερη συχνότητα Ω. Τότε, εμφανίζονται, ως ο «απο μηχανής θεός», οι πίδακες (jets) οι οποίοι κλέβοντας στροφορμή αφήνουν ελεύθερο το υλικό να καταρρεύσει στο κέντρο σχηματίζοντας τον νέο αστέρα. Επομένως, στην περίπτωση ενός πρωτοαστρικού συστήματος, οι πίδακες παίζουν το ρόλο του «απο μηχανής θεού», απάγοντας στροφορμή από το δίσκο, με αποτέλεσμα το πλάσμα βαθμιαία να οδηγηθεί στις κεντρικές περιοχές του συστήματος, όπου αυξάνοντας εκεί την πυκνότητα και τη θερμοκρασία να αρχίσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, και να σχηματισθεί τελικά ο αστέρας. Με άλλα λόγια, αν δεν εμφανίζονταν οι πίδακες, εμείς δεν θα υπήρχαμε εδώ! (Βλέπε τελευταίες εξελίξεις επί του θέματος στο Protostellar Jets in Context, Editors: Kanaris Tsinganos, Tom Ray, Matthias Stute, Springer, Heidelberg, 2009).

Καθώς περνούσε ο χρόνος, οι κόκκοι της σκόνης και του πάγου στον δίσκο συγκρούονταν μεταξύ τους και ενώνονταν για να σχηματίσουν μικρά αντικείμενα με μέγεθος της τάξης 0,01-10 μέτρα, όλα σε τροχιά προς την ίδια κατεύθυνση και στο ίδιο επίπεδο, όπως συμβαίνει στην περίπτωση των δακτυλίων του Κρόνου. Καθώς τα αντικείμενα μεγάλωναν, οι αμοιβαίες βαρυτικές τους δυνάμεις επίσης μεγάλωναν, προσελκύοντας περισσότερη ύλη από τον δίσκο και σχηματίζοντας σταδιακά αντικείμενα μεγέθους χιλιομέτρου, τα λεγόμενα πλανητοειδή. Αυτά τα πλανητοειδή συγκρούστηκαν περαιτέρω και είτε έσπασαν σε κομμάτια είτε συγχωνεύθηκαν και σχημάτισαν μεγαλύτερα αντικείμενα. Η βαρυτική έλξη των μεγαλυτέρων πλανητοειδών συνετέλεσε στην ταχεία ανάπτυξη του μεγέθους των μικρών πλανητών και έτσι σχηματίστηκαν οι πυρήνες των πλανητών όπως τους ξέρουμε σήμερα.

Μερικά από τα πλανητοειδή στο εξωτερικό ηλιακό σύστημα έγιναν αρκετά μεγάλα προσελκύοντας και συσσωρεύοντας αέρια για να σχηματιστούν γίγαντες πλανήτες, όπως ο Δίας, ο Κρόνος, ο Ουρανός και  ο Ποσειδώνας, στο Ηλιακό Σύστημα. Λόγω των υψηλότερων θερμοκρασιών στο εσωτερικό του Ηλιακού Συστήματος, εμποδίστηκε η συσσώρευση πάγου και αερίου, και έτσι τα πλανητοειδή εξελίχθηκαν σε αυτά που είναι σήμερα γνωστά ως εσωτερικοί βραχώδεις πλανήτες. Η αύξηση στις πλανητικές διαστάσεις επιβραδύνθηκε σημαντικά, από τη στιγμή που εκκαθαρίστηκε η τροχιά τους από τα άλλα αντικείμενα. Αλλά, ακόμη και σήμερα, πλανήτες συνεχίζουν να αυξάνονται με μικρά ποσά ύλης, καθώς σαρώνουν τα σωματίδια σκόνης των μικρομετεώρων ή πέφτουν πάνω τους κάθε λίγα εκατομμύρια χρόνια μεγαλύτεροι αστεροειδείς ή κομήτες. Μια τέτοια περίπτωση ήταν η δραματική  πτώση του κομήτη Shoemaker-Levy πάνω στον Δία, που συνέβη τον Ιούλιο του 1994.

Τα πλανητοειδή που έγιναν μέτρια σε μέγεθος, αλλά δεν συγχωνεύτηκαν ώστε να σχηματίσουν μεγαλύτερα σώματα, έγιναν αστεροειδείς και κομήτες. Η ζώνη των αστεροειδών μπορεί να είναι αποτέλεσμα του κατακερματισμού των πλανητοειδών που αποτράπηκαν να γίνουν μεγαλύτερα  από την αυξανόμενη, λόγω εγγύτητας, βαρυτική έλξη του Δία. Άλλα πλανητοειδή «πετάχτηκαν» σε περίπου τυχαίες τροχιές, από τη βαρυτική αλληλεπίδραση με τους μεγαλύτερους πλανήτες. Το νέφος του Oort σχηματίστηκε νωρίς στην ιστορία του Ηλιακού Συστήματος, μέσω της βαρυτικής αλληλεπίδρασης των πλανητοειδών με τους πλανήτες Ουρανό και Ποσειδώνα. Αυτά τα πλανητοειδή «πετάχτηκαν» προς τα έξω με ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα διαφυγής του Ηλιακού Συστήματος (~617 km/s).

Το Νέφος του Oort αποτελείται από περίπου 1.000.000.000.000 μακράς περιόδου κομήτες που εκτείνονται σε δεκάδες χιλιάδες αστρονομικές μονάδες, στη μισή περίπου απόσταση μέχρι τους πιο κοντινούς αστρικούς γείτονές μας. Οι κομήτες που βρίσκονται εντός της ζώνης του Kuiper πιθανόν να είναι πρώιμα απομεινάρια του πρωτοπλανητικού δίσκου του Ήλιου. Πρόσθετα συντρίμμια που έχουν απομείνει από τα πρώτα στάδια του σχηματισμού του Ηλιακού Συστήματος περιλαμβάνουν μικρούς κόκκους άμμου και μικρά μετεωροειδή σώματα.

Το Ηλιακό Σύστημα αποτελείται από την εσωτερική περιοχή, όπου υπάρχουν μικροί βραχώδεις πλανήτες, και την εξωτερική περιοχή με τους μεγάλους γίγαντες αερίου. Ωστόσο, άλλα πλανητικά συστήματα (γύρω από άλλους αστέρες) μπορεί να έχουν αρκετά διαφορετικές «αρχιτεκτονικές». Μελέτες έχουν δείξει ότι οι «αρχιτεκτονικές» των πλανητικών συστημάτων εξαρτώνται από τις συνθήκες του αρχικού σχηματισμού τους. Έχουν βρεθεί πολλά πλανητικά συστήματα με ένα θερμό αέριο γίγαντα σαν τον  Δία πολύ κοντά στον κεντρικό αστέρα. Για να εξηγηθεί αυτή η ιδιαιτερότητα τέτοιων συστημάτων, έχουν προταθεί διάφορες θεωρίες, όπως η πλανητική μετανάστευση, για να εξηγήσουν τον σχηματισμό μεγάλων πλανητών κοντά στον κεντρικό αστέρα. Προς το παρόν, λίγα συστήματα έχουν βρεθεί να είναι ανάλογα με το Ηλιακό Σύστημα, με γήινους πλανήτες κοντά στον κεντρικό αστέρα (π.χ. το εξωηλιακό πλανητικό σύστημα TRAPPIST-1, που ανακαλύφθηκε το 2017 από τους Gillon et al., 2017). Τα περισσότερα από τα εξωηλιακά πλανητικά συστήματα που έχουν βρεθεί μέχρι σήμερα έχουν ως πλανήτες υπερ-Γαίες, δηλαδή πλανήτες με μάζα μεγαλύτερη από εκείνη της Γης, αλλά πολύ μικρότερη από τη μάζα των παγωμένων γιγάντων Ουρανού και Ποσειδώνα, που έχουν μάζες 15 και 17 φορές τη μάζα της Γης, αντίστοιχα. Περισσότερες πληροφορίες για την επικρατούσα θεωρία σχηματισμού πλανητικών συστημάτων μπορείτε να βρείτε εδώ, ενώ για τα πλανητικά συστήματα γενικώς μπορείτε να βρείτε στο βιβλίο Πλανητικά Συσττήματα, Τσιγάνης, K., Βάρβογλης, X., Θεσσαλονίκη, 2015, και εδώ.

Το ηλιακό μας σύστημα

Από την καθημερινή εμπειρία, αλλά και από αστρονομικές παρατηρήσεις,  έχει διαπιστωθεί ότι στο κοντινό Διάστημα υπάρχουν ουράνια σώματα που κινούνται κοντά στη Γη: πλανήτες, δορυφόροι, κομήτες, αστεροειδείς, μετέωρα και μετεωρίτες, και όλα αυτά, μαζί με τη Γη, περιφέρονται γύρω από τον κεντρικό αστέρα, τον Ήλιο. Αλλά τι γνωρίζουμε για αυτά τα σώματα; πώς κινούνται; από τι αποτελούνται;  πώς δημιουργήθηκαν;

Ο Ήλιος είναι ένας κοινός αστέρας1 του Γαλαξία2 και βρίσκεται στο κέντρο του ηλιακού μας συστήματος. Γύρω του περιφέρονται:

  • Οι οκτώ γνωστοί πλανήτες με τους δορυφόρους τους
  • Οι νάνοι πλανήτες
  • Οι αστεροειδείς ή μικροί πλανήτες που κινούνται ανάμεσα στον Άρη και τον Δία
  • Κομήτες (αγνώστου αριθμού)
  • Απειράριθμα μετέωρα και μεσοπλανητική ύλη

______________________________________________________________________

1Αστέρας είναι ένα ουράνιο σώμα που παράγει φως και άλλη ακτινοβολούμενη ενέργεια και αποτελείται από μια μάζα αερίου που συγκρατείται από τη δική του βαρύτητα. Η ενέργεια που παράγεται από τις πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό του εξισορροπείται από την εκροή ενέργειας προς την επιφάνεια ενώ οι προς το εσωτερικό κατευθυνόμενες βαρυτικές δυνάμεις αντισταθμίζονται από τις προς τα έξω κατευθυνόμενες πιέσεις αερίου και ακτινοβολίας.

2 Με τον όρο Γαλαξίαςαναφερόμαστε στον γαλαξία στον οποίο ανήκει η Γη και όλο το  Ηλιακό Σύστημα ενώ, όταν αναφερόμαστε σε κάποιον άλλο γαλαξία, τον γράφουμε με πεζό «γ» και ακολουθεί το όνομά του. Ένας γαλαξίας είναι ένα σύστημα εκατομμυρίων ή δισεκατομμυρίων αστέρων, μαζί με αέριο και σκόνη, που συγκρατούνται μεταξύ τους από τη βαρυτική έλξη. Οι γαλαξίες αποτελούν τους δομικούς λίθους του Σύμπαντος.

______________________________________________________________

Οι οκτώ πλανήτες με τους δορυφόρους τους καθώς και οι αστεροειδείς περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο, με την εξής σειρά, ανάλογα με την απόστασή τους από τον Ήλιο,: Ερμής, Αφροδίτη, Γη, Άρης, αστεροειδείς, Δίας, Κρόνος, Ουρανός, και Ποσειδώνας  (Σχ. 1).

Σχήμα 1. Τροχιές των 8 πλανητών στο Ηλιακό Σύστημα.

Οι πλανήτες διαρούνται σε δύο κατηγορίες: Ανάλογα με τη θέση τους ως προς τη Γη, στους εσωτερικούς, όπως είναι ο Ερμής και η Αφροδίτη, και στους εξωτερικούς, που οι τροχιές τους είναι πέρα από τη γήϊνη τροχιά. Εξωτερικοί πλανήτες είναι οι Άρης, Δίας, Κρόνος, Ουρανός και Ποσειδώνας. Επίσης, ανάλογα με τη σύσταση και την πυκνότητά τους διακρίνονται στους γήινους πλανήτες, που είναι οι Ερμής, Αφροδίτη, Γη και Άρης, και στους δίιους, που είναι οι υπόλοιποι πλανήτες.

Οι περισσότεροι πλανήτες έχουν δρυφόρους οι οποίοι περιφέρονται γύρω από αυτούς, όπως ακριβώς οι πλανήτες περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο. Τους πιο πολλούς δορυφόρους έχει ο Δίας (67), και ακολουθούν ο Κρόνος με 62, ο Ουρανός με 27, ο Ποσειδώνας με 14, ο Άρης με 2 και η Γη με 1. Από τους νάνους πλανήτες ο Πλούτωνας έχει 5, η Haumea 2, o Makemake 1 και η Έρις 1. Οι αστεροειδείς είναι σώματα διαφόρων διαστάσεων που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο, σε τροχιές ανάμεσα σ’αυτές του Άρη και του Δία. Οι κομήτες είναι επίσης μικρά σώματα ακαθορίστου σχήματος με τροχιές που περνούν πολύ κοντά στον Ήλιο και χάνονται βαθιά μέσα στο Διάστημα, συχνά πέρα και από τον Πλούτωνα. Ο χώρος ανάμεσα στους πλανήτες και τα άλλα μέλη του ηλιακού συστήματος περιέχει ύλη, γνωστή ως μεσοπλανητική ύλη, η οποία αποτελείται από στερεά σωμάτια, λεπτότατη σκόνη και ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.

Καλλιτεχνική αναπαράσταση του «νέου» Ηλιακού Συστήματος. Περιέχει τους 8 «κλασικούς» πλανήτες, και τους 5 «νάνους πλανήτες». Οι απαοστάσεις δεν είναι υπό κλίμακα. (Πηγή: el.wikipedia.org).  

Ο Ήλιος σε σχέση με τους πλανήτες έχει τεράστιο μέγεθος. Η μάζα του ανέρχεται στο 99,85% της συνολικής μάζας του ηλιακού συστήματος, οι πλανήτες κατέχουν το 0,135% και όλα τα λοιπά μέλη του ηλιακού συστήματος (κομήτες, δορυφόροι, αστεροειδείς, μετέωρα, μεσοπλανητική ύλη) μόλις το 0,015%. Για να μετρηθούν οι τεράστιες αυτές μάζες, συνήθως συγκρίνονται με τη μάζα της Γης, η οποία στην περίπτωση αυτή λαμβάνεται ως μονάδα μέτρησης. Έτσι για παράδειγμα, η μάζα του Δία είναι 318 γήινες μάζες.

Οι αποστάσεις μέσα στο Ηλιακό Σύστημα είναι πάρα πολύ μεγάλες για να μετρώνται με μονάδα μέτρησης το μέτρο (m) ή το χιλιόμετρο (km). Έτσι, οι αστρονόμοι καθιέρωσαν ως μονάδα μέτρησης των αποστάσεων μέσα στο ηλιακό σύστημα την Αστρονομική Μονάδα (Astronomical Unit, au), η οποία είναι ίση με τη μέση απόσταση Γης–Ήλιου δηλαδή ισούται με 149.597.870 χιλιόμετρα περίπου. Κατά προσέγγιση γράφουμε   1 au = 150.000.000 km. Με βάση αυτή τη μονάδα μέτρησης, οι αποστάσεις των πλανητών από τον Ήλιο σε au είναι για: τον Ερμή 0,39, την Αφροδίτη 0,72, τη Γη 1, τον Άρη 1,5, τον Δία 5,2, τον Κρόνο 9,5, τον Ουρανό 19,2, τον Ποσειδώνα 30,1. Ο Πλούτωνας απέχει από τον Ήλιο 39,5 au. Στο σημείο αυτό πρέπει να αναφέρουμε ότι για μεγαλύτερες αποστάσεις μέσα στον Γαλαξία και προς άλλους γαλαξίες, χρησιμοποιείται ως μονάδα μέτρησης των αποστάσεων το έτος φωτός (1 ε.φ.) και ορίζεται ως η απόσταση που διανύει το φως, κινούμενο με την ταχύτητα των 300.000 χιλιομέτρων/δευτερόλεπτο, σε ένα έτος. Μια ακόμη μεγαλύτερη μονάδα απόστασης είναι το παρσέκ (parsec) = 3,262 ε.φ. Από τους πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος μόνο ο Ερμής, η Αφροδίτη, ο Άρης, ο Δίας και ο Κρόνος παρατηρούνται με γυμνό μάτι από τη Γη. Ο Ουρανός, ο Ποσειδώνας και τα άλλα μέλη του ηλιακού μας συστήματος παρατηρούνται μόνο με τη βοήθεια τηλεσκοπίου. Οι πλανήτες εκτελούν δύο κινήσεις, τη φαινόμενη κίνηση, που δεν είναι πραγματική για έναν επίγειο παρατηρητή, αλλά οφείλεται στον συνδυασμό της κίνησης του πλανήτη και  της Γης γύρω από τον Ήλιο, και την πραγματική κίνηση, που απορρέει από τη δυναμική του ηλιακού συστήματος.

Η φαινόμενη κίνηση κάθε πλανήτη παρουσιάζει ιδιομορφίες (βρόχους) που αρχικά εξηγήθηκαν με τη βοήθεια του Πτολεμαϊκού (γεωκεντρικού) μοντέλου, όμως δεν κατέστη δυνατόν να εξηγηθούν οι πραγματικές κινήσεις  των πλανητών. Γι’ αυτό, από πολύ νωρίς οι παρατηρητές αστρονόμοι έστρεψαν την προσοχή τους στη ιδέα του ηλιοκεντρικού συστήματος. Η ιδέα αυτή, ότι δηλαδή ο Ήλιος βρίσκεται στο κέντρο των τροχιών όλων των πλανητών, είχε προταθεί αρχικά από τους Αρχαίους Έλληνες φιλοσόφους και κυρίως από τον Αρίσταρχο τον Σάμιο (310-250 π.Χ.). Μετά από 1.800 χρόνια περίπου η ίδια ιδέα επανήλθε στο προσκήνιο από τον πολωνό αστρονόμο Νικόλαο Κοπέρνικο (Nicolaus Copernicus) (1473-1543). Η εξέλιξη στον τομέα αυτό ήταν ταχύτατη. Ο δανός αστρονόμος Τύχο Μπραχέ (Tycho Brahe, 1546-1601) παρατήρησε συστηματικά και κατέγραψε τις κινήσεις των πλανητών  για περισσότερα από 20 χρόνια. Στη συνέχεια ο γερμανός  αστρονόμος Γιόχαν Κέπλερ (Johannes Kepler, 1571-1630) μελέτησε τα δεδομένα των παρατηρήσεων αυτών και διατύπωσε τους τρείς περίφημους νόμους του που διέπουν την κίνηση των πλανητών γύρω από τον Ήλιο. Οι νόμοι αυτοί είναι:

  1. Πρώτος νόμος: οι τροχιές των πλανητών είναι ελλείψεις, στη μία εστία των οποίων βρίσκεται ο Ήλιος.
  2. Δεύτερος νόμος: Η ακτίνα που συνδέει τον Ήλιο με τον πλανήτη, κατά την κίνησή του γύρω απ’ αυτόν, διαγράφει σε ίσους χρόνους επιφάνειες με ίσα εμβαδά.
  3. Τρίτος νόμος: ο λόγος του τετραγώνου του χρόνου περιφοράς (περιόδου) Τ ενός πλανήτη γύρω από τον Ήλιο προς τον κύβο του μεγάλου ημιάξονα Α της τροχιάς του (μέση ακτίνα της τροχιάς) είναι σταθερός, δηλαδή Τ23=σταθερό.

Οι νόμοι του Κέπλερ, παρότι προσδιορίστηκαν εμπειρικά, κατόρθωσαν να εξηγήσουν τις κινήσεις των πλανητών γύρω από τον Ήλιο. Όμως εξακολουθούσαν να υπάρχουν ερωτήματα για την κίνηση των πλανητών και για την ισχύ των νόμων αυτών. Η πλήρης εξήγηση των νόμων έγινε αργότερα από τον Νεύτωνα (1642-1727) στο κλασικό του έργο Μαθηματικές Αρχές της Φυσικής Φιλοσοφίας (Philosophiae Naturalis Principia Mathematica), όπου έθεσε τα θεμέλια της Νευτώνειας Μηχανικής, διατυπώνοντας τους τρείς νόμους για τις κινήσεις των σωμάτων καθώς και τον νόμο της παγκόσμιας έλξης (βαρύτητας). Οι νόμοι του Κέπλερ πλέον απέκτησαν θεωρητική βάση και εξηγούνταν με τους νόμους της Μηχανικής.

Το Ηλιακό Σύστημα δημιουργήθηκε με τον ίδιο τρόπο όπως αναφέρθηκε στα προηγούμενα για το σχηματισμό των πλανητικών συστημάτων. Το μέλλον του Ηλιακού Συστήματος εξαρτάται από την εξελικτική πορεία που θα έχει ο κεντρικός του αστέρας που είναι ο Ήλιος. Ας δούμε εν συντομία το σχηματισμό και την εξέλιξη του Ήλιου. Είναι γνωστό ότι ο Ήλιος είναι ένας αρκετά συνηθισμένος αστέρας σε μια αρκετά «βαρετή» γειτονιά του Γαλαξία. Αυτό είναι αλήθεια, αν αγνοήσουμε το γεγονός ότι ο Ήλιος είναι ο μόνος αστέρας που από όσα ξέρουμε υποστηρίζει ζωή. Ωστόσο, αποτελεί ένα πολύ καλό παράδειγμα για τη σύγκρισή του με άλλους αστέρες, προκειμένου να κατανοήσουμε πώς σχηματίζονται οι αστέρες, πώς εξελίσσονται και πώς τελικά πεθαίνουν. Ο Ήλιος είναι περίπου στο μισό δρόμο της ζωής του και δεν θα αλλάξει σημαντικά για άλλα 5 δισεκατομμύρια χρόνια.

Τα βασικά στάδια της ζωής του Ήλιου μπορούν να συνοψιστούν ως εξής (Σχήμα 2):

Ο κύκλος ζωής του Ήλιου.
(Πηγή:  http://slideplayer.com/slide/8915467/)

1. Νέφος αερίου: Αρχικά το αέριο και η σκόνη που θα σχηματίσουν τους αστέρες είναι υπό τη μορφή ενός μεγάλου πυκνού νέφους που είναι σχετικά ψυχρό (θερμοκρασίες γύρω στους 10 ° Κ). Ορισμένα τμήματα του νέφους αρχίζουν να καταρρέουν κάτω από τη δική τους βαρύτητα για να σχηματίσουν συμπυκνώσεις που ονομάζονται πρωτο-αστέρες.

2. Πρωτο-αστέρας: Καθώς η συμπύκνωση καταρρέει, αυξάνεται η θερμοκρασία στο κέντρο της (η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα). Ο πρωτο-αστέρας γίνεται αρκετά θερμός ώστε να λάμπει στο κόκκινο (οι θερμοκρασίες είναι περίπου 2000-3000 ° K). Ο πρωτο-αστέρας συνεχίζει να συμπυκνώνεται μέχρις ότου οι πυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα σταματήσουν τη βαρυτική κατάρρευση.

3. Κύρια Ακολουθία: Στη φάση αυτή ο αστέρας είναι σταθερός, καίγοντας το αέριο υδρογόνο σε ήλιο στον πυρήνα του, μέσω της πυρηνικής σύντηξης. Η ενέργεια που απελευθερώνεται κάνει τον αστέρα να λάμπει. Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της ενεργού ζωής τους ως αστέρες της Κύριας Ακολουθίας.

4. Κόκκινος γίγαντας: Μόλις ο αστέρας εξαντλήσει τα καύσιμα του πυρήνα που έχει να «κάψει», η σταθερότητα του αστέρα διαταράσσεται και ο πυρήνας αρχίζει να συρρικνώνεται. Ο αστέρας στη συνέχεια αρχίζει να μετατρέπει το ήλιο σε άνθρακα, επιτρέποντάς του να «λάμψει» για λίγο περισσότερο. Η ταχεία καύση του ηλίου προκαλεί τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα να φουσκώσουν προς τα έξω, ψύχοντας έτσι τον αστέρα και προκαλώντας την κόκκινη λάμψη του. Είναι πλέον ένας κόκκινος γίγαντας. Οι κόκκινοι γίγαντες μπορούν να εκτοξεύσουν μεγάλα ποσά μάζας μέσω του «αστρικού ανέμου». Ενώ ένας κόκκινος γίγαντας μπορεί να είναι πολύ μεγαλύτερος από τον αστέρα της Κύριας Ακολουθίας από τον οποίο προήλθε, έχει μικρότερη μάζα. Ο Ήλιος θα δαπανήσει περίπου 250 εκατομμύρια χρόνια ως  κόκκινος γίγαντας.

5. Πλανητικό νεφέλωμα: Τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα εκτινάσσονται, ενώ ο πυρήνας συνεχίζει να συρρικνώνεται. Για αστέρες σαν τον Ήλιο αυτή η διαδικασία παράγει αυτό που είναι γνωστό ως πλανητικό νεφέλωμα (αυτά τα νεφελώματα δεν έχουν απολύτως καμία σχέση με πλανήτες). Ένα πλανητικό νεφέλωμα ορίζεται ως ένα κέλυφος του θερμού αερίου που έχει αποβληθεί από ένα αστέρα ο οποίος διέρχεται τα τελευταία στάδια της εξέλιξής του. Το υλικό στο νεφέλωμα προέρχεται από τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα, αφήνοντας τον πυρήνα του εκτεθειμένο.

6. Υπόλειμμα: Ο χαμηλής μάζας πυρήνας συνεχίζει να συρρικνώνεται για να σχηματιστεί στο τέλος ένας αστέρας γνωστός ως λευκός νάνος που περιβάλλεται από το πλανητικό νεφέλωμα.

Ο Ήλιος βρίσκεται σήμερα σε στάδιο της Κύριας Ακολουθίας, όπου περνά το μεγαλύτερο μέρος της ενεργού ζωής του. Περίπου το 90% όλων των αστέρων είναι σε αυτό το στάδιο της εξέλιξής τους.

Περισσότερα για το Ηλιακό σύστημα μπορείτε να βρείτε και εδώ.

Άλλα πλανητικά συστήματα

Τα πλανητικά συστήματα προέρχονται από πρωτοπλανη­τικούς δίσκους που σχηματίζονται γύρω από αστέρες, ως μέρος της διαδικασίας σχηματισμού των αστέρων. Κατά τη διάρκεια του σχηματισμού ενός πλανητικού συστήματος, πολύ υλικό είναι βαρυτικά διασκορπισμένο σε απομακρυ­σμένες τροχιές και κάποιοι πλανήτες εκτινάσσονται πλή­ρως έξω από το σύστημα και γίνονται «περιπλανώμενοι» ή «ορφανοί» πλανήτες. Οι πλανήτες αυτοί είναι αντικείμενα πλανητικής μάζας που περιφέρονται κατευθείαν γύρω από τον γαλαξία. Τέτοια αντικείμενα είτε έχουν εκτοξευθεί από ένα πλανητικό σύστημα στο οποίο είχαν δημιουργηθεί είτε δεν είναι δεσμευμένοι σε κάποιον αστέρα. Ο δικός μας γα­λαξίας μπορεί να έχει δισεκατομμύρια τέτοιους «μοναχι­κούς» πλανήτες.

Πλανητικά συστήματα γύρω από αστέρες μεγάλης μάζας

Έχουν ανακαλυφθεί πλανήτες σε τροχιά γύρω από πάλσαρ, που είναι τα απομεινάρια των εκρήξεων σουπερνόβα μεγά­λης μάζας αστέρων. Ένα πλανητικό σύστημα, που υπήρχε πριν από την έκρηξη σουπερνόβα, το πιο πιθανό είναι να καταστραφεί μετά την έκρηξη, οπότε οι πλανήτες είτε θα εξατμιστούν, ωθούμενοι μακριά από τις τροχιές τους από τις μάζες του αερίου που προέρχεται από τον αστέρα που εκρήγνυται, είτε η ξαφνική απώλεια του μεγαλύτερου μέ­ρους της μάζας του κεντρικού αστέρα θα προκαλέσει τη διαφυγή τους από το βαρυτικό πεδίο του αστέρα. Ακόμη, σε ορισμένες περιπτώσεις, ο σουπερνόβα θα «κλωτσήσει» τον ίδιο τον πάλσαρ έξω από το σύστημα με μεγάλη ταχύ­τητα, έτσι ώστε οποιοιδήποτε πλανήτες που είχαν επιζήσει από την έκρηξη θα μείνουν πίσω ως ελεύθερα επιπλέοντα αντικείμενα (free-floating planets). Πλανήτες που βρίσκο­νται γύρω από πάλσαρ μπορεί να έχουν σχηματιστεί ως αποτέλεσμα προϋπαρχόντων αστρικών συνοδών που είχαν σχεδόν εξ ολοκλήρου εξατμιστεί από την έκρηξη σουπερ­νόβα, αφήνοντας πίσω τους σώματα πλανητικού μεγέθους. Εναλλακτικά, πλανήτες μπορεί να σχηματιστούν σε ένα δίσκο προσαύξησης επαναπροσπίπτουσας ύλης γύρω από ένα πάλσαρ. Τέτοιοι δίσκοι ύλης, που δεν κατάφεραν να ξεφύγουν από την τροχιά κατά τη διάρκεια ενός σουπερ­νόβα, μπορούν επίσης να σχηματίσουν πλανήτες γύρω από μελανές οπές.

Πλανητικά συστήματα γύρω από αστέρες μικρής μάζας

Καθώς οι αστέρες εξελίσσονται και μετατρέπονται σε κόκ­κινους γίγαντες, αστέρες του ασυμπτωτικού κλάδου των γι­γάντων και πλανητικά νεφελώματα «καταβροχθίζουν» τους εσωτερικούς πλανήτες, προκαλώντας την ολική ή μερική τους εξάτμιση, ανάλογα με το πόσο μεγάλη μάζα έχουν. Καθώς ο αστέρας χάνει μάζα, πλανήτες που δεν έχουν «κα­ταβροχθιστεί», μετακινούνται μακριά έξω από τον αστέρα.

Εάν ένας εξελιγμένος αστέρας βρίσκεται σε ένα διπλό ή πολλαπλό σύστημα, τότε η μάζα που χάνει μπορεί να με­ταφερθεί στον άλλο αστέρα, δημιουργώντας νέους πρωτο­πλανητικούς δίσκους και δεύτερης και τρίτης γενιάς πλανή­τες, που μπορεί να διαφέρουν ως προς τη σύνθεση από τους αρχικούς πλανήτες οι οποίοι μπορεί επίσης να επηρεαστούν από τη μεταφορά μάζας.

Κατανομή των πλανητών στον Γαλαξία

Σύμφωνα με τα μέχρι τώρα δεδομένα για τους εξωπλανήτες στον δικό μας Γαλαξία, περίπου το 90% των εξωπλανητών με γνωστές αποστάσεις βρίσκονται μέσα σε περίπου 2.000 έτη φωτός από τη Γη (http://exoplanet.eu/). Μια μέθοδος που μπορεί να ανιχνεύ­σει πλανήτες σε πολύ μεγαλύτερες αποστάσεις είναι η μέθοδος της βαρυτικής μικροεστίασης. Το διαστημικό σκάφος Nancy Grace Roman Space Telescope (πρώην  WFIRST) που αναμένεται να εκτοξευθεί το 2025, θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει τη μέθοδο αυτή για να μετρήσει τη σχετική συχνότητα των εξωπλανητών στο γαλαξιακό εξόγκωμα, σε σχέση με τον γαλαξιακό δίσκο. Μέ­χρι στιγμής, οι ενδείξεις είναι ότι οι πλανήτες είναι πιο συχνοί στον δίσκο απ’ ότι στο εξόγκωμα. Εκτιμήσεις για την απόσταση που συμβαίνουν τα γεγονότα μικροεστίασης είναι πολύ δύσκολο να γίνουν. Ο πρώτος εξωπλανήτης που θεωρείται με μεγάλη πι­θανότητα να βρίσκεται στο γαλαξιακό εξόγκωμα είναι ο ΜΟΑ- 2011-BLG-293Lb σε απόσταση 7,7 kiloparsecs (περίπου 25.000 έτη φωτός) (Penny, M., Henderson, C., Clanton, Ch., 2016, ApJ, 830, 150).

Οι αστέρες πληθυσμού Ι, που είναι πλούσιοι σε μέταλλα, εί­ναι εκείνοι οι νεαροί αστέρες των οποίων η μεταλλικότητα είναι η υψηλότερη. Η υψηλή μεταλλικότητα των αστέρων πληθυσμού Ι τους καθιστά πιο πιθανούς να έχουν πλανητικά συστήματα από ό,τι οι αστέρες παλαιότερων πληθυσμών, επειδή οι πλανήτες σχηματίζονται από την προσαύξηση των μετάλλων. Ο Ήλιος εί­ναι ένα παράδειγμα πλούσιου σε μέταλλα αστέρα. Αυτό είναι σύνηθες στους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία μας. Γενι­κά, οι νεότεροι αστέρες, του ακραίου πληθυσμού Ι, είναι οι πιο πλούσιοι σε μέταλλα και βρίσκονται μόνο στους σπειροειδείς βραχίονες του γαλαξία, ενώ οι αστέρες του ενδιάμεσου πληθυ­σμού Ι (λιγότερο πλούσιοι σε μέταλλα) απαντώνται συνήθως στον δίσκο του Γαλαξία. Ο Ήλιος θεωρείται ένας αστέρας ενδι­άμεσου πληθυσμού Ι. Οι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν κανονικές ελλειπτικές τροχιές γύρω από το γαλαξιακό κέντρο, με χαμηλές σχετικές ταχύτητες.

Φτωχοί σε μέταλλα αστέρες, ή αστέρες Πληθυσμού ΙΙ, εί­ναι εκείνοι με σχετικά χαμηλή μεταλλικότητα που μπορεί να έχουν εκατοντάδες (π.χ. ο BD + 17 ° 3248) ή και χιλιάδες (π.χ. ο Sneden’s Star) φορές χαμηλότερη μεταλλικότητα από τον Ήλιο. Αυτά τα αντικείμενα σχηματίστηκαν κατά τη διάρκεια προγενέ­στερου χρόνου, απ’ ότι οι αστέρες του Πληθυσμού Ι. Οι αστέρες ενδιάμεσου Πληθυσμού II είναι κοινοί στο εξόγκωμα, κοντά στο κέντρο του Γαλαξία μας, ενώ αστέρες Πληθυσμού ΙΙ που βρέθη­καν στην άλω του Γαλαξία είναι μεγαλύτεροι και συνεπώς πιο φτωχοί σε μέταλλα. Τα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν επίσης υψη­λούς αριθμούς αστέρων Πληθυσμού ΙΙ (Gonzalez, G., Laws, C., Tyagi, S., Reddy, B.E., 2001, AJ, 121, 4321). Το 2014 ανακαλύφθηκαν οι πρώτοι πλανήτες γύρω από τον αστέρα Kapteyn, έναν αστέρα στην άλω του Γαλαξία, σε μια απόσταση περίπου 13 έτη φωτός από τη Γη. Η μεταλλικότητα του αστέρα Kapteyn εκτιμάται ότι είναι περίπου οκτώ φορές χαμηλότερη από εκείνη του Ήλιου.

Διαφορετικοί τύποι γαλαξιών έχουν διαφορετική ιστορία σχηματισμού των αστέρων τους και επομένως και σχηματισμού των πλανητών. Ο σχηματισμός των πλανητών επηρεάζεται από τις ηλικίες, τις μεταλλικότητες και τις τροχιές των αστρικών πλη­θυσμών μέσα σε ένα γαλαξία (Gonzalez, G., 2005, Habitable Zones in the Universe, Origins of Life and Evolution of Biospheres, Volume 35, Issue 6, pp.555-606, 2005). Η κατανομή των αστρικών πληθυσμών μέσα σε ένα γαλαξία ποικίλλει μεταξύ των διαφόρων τύπων γαλαξιών. Οι αστέρες σε ελλειπτικούς γαλαξίες είναι πολύ μεγαλύτερης ηλικίας απ’ότι οι αστέρες στους σπειρο­ειδείς γαλαξίες. Οι περισσότεροι ελλειπτικοί γαλαξίες περιέχουν κυρίως μικρής μάζας αστέρες, με ελάχιστη δραστηριότητα σχη­ματισμού αστέρων. Η κατανομή των διαφόρων τύπων των γα­λαξιών στο Σύμπαν εξαρτάται από τη θέση τους μέσα σε σμήνη γαλαξιών, με τους ελλειπτικούς γαλαξίες να βρίσκονται κυρίως κοντά στα κέντρα τους (Dressler, A., 1980, ApJ, 236, 351). Περισσότερα μπορείτε να βρείτε εδώ.