Appendix 4:

Solsystemets oprindelse

1. En sky af interstellar gas og/eller støv ("solar nebula") bliver forstyrret og kollapser under indflydelse af sin egen tyngdekraft. Forstyrrelsen kunne for eksempel være shockbølgen fra en nærliggende supernova.

2. Efterhånden som skyen kollapser bliver den varmere og mere kompakt i sit centrum. Varmen er stor nok til at fordampe støvet. Dette kollaps menes at have varet mindre end 100.000 år.

3. Sammenpresningen i centrum er stor nok til, at den kan udvikle sig til en protostjerne, og resten af gassen kredser/flyder omkring den. Det meste af gassen flyder indad og sammen med massen af den dannede stjerne, men gassen er i rotation. Dermed  forhindrer centrifugalkraften noget af gassen i at smelte sammen med den nydannede stjerne. I stedet bliver den til en "forstørret ring" omkring stjernen. Ringen mister energi ved udstråling og køler af.

4. Første skillelinie. Afhængigt af detaljerne kan gassen om stjernen/protostjernen blive ustabil og begynde at komprimeres under indflydelse af sin egen tyngdekraft. Dette vil resultere i en dobbeltstjerne. Hvis det derimod ikke sker...

5. ... vil gassen afkøles nok til at metaller, sten og (i lang afstand fra stjernen) is kondenserer til små partikler (dvs. noget af gassen bliver igen til støv). Metallerne kondenserer næsten samtidig med, at ringen dannes (4,55-4,56 milliarder år siden ifølge isotop-målinger i bestemte meteorer),stenmaterialet kondenserer lidt senere (mellem 4,0 og 4,5 milliarder år siden).

6. Støvpartiklerne kolliderer med hinanden og danner størrer partikler. Dette fortsætter indtil partiklerne bliver på størrelse med kampesten eller små asteroider.

7. Væksten løber løbsk. Så snart de største af disse partikler får en tyngdekraft af betydning, begynder deres vækst at accelerere. Deres tyngdekraft (omend nok så lille) giver dem et forspring i forhold til de mindre partikler, de tiltrækker flere mindre partikler og inden længe, har de store partikler akkumuleret alt det faste materiale i nærheden af deres egne baner. Hvor store de bliver afhænger af deres afstand fra stjernen og af sammensætningen og densiteten af den protoplanetariske tåge. For vort solsystems vedkommende siger teorierne, at de vil være fra store asteroider til Måne-store i det indre Solsystem og en til femten gange Jordens størrelse i det ydre Solsystem. Der ville have været et stort hop i størrelse et sted imellem de nuværende baner for Mars og Jupiter: Energien fra Solen ville have beholdt is på dampform  i nærheden af Solen, således at det faste hurtigtvoksende stof ville være meget mere almindeligt udenfor en kritisk afstand fra Solen. Tilvæksten i disse "planetesimaler" menes at tage fra nogle få hundrede tusinde år til cirka 20 millioner år, hvor de yderste er længst tid om at blive dannet.

8. To spørgsmål og den anden skillelinie. Hvor store var disse protoplaneter og hvor hurtigt blev de dannet? Omtrent på dette tidspunkt, cirka 1 million år efter at tågen afkøledes ville stjernen generere en meget stærk solvind, der ville feje al den gas væk, der var tilbage i den protoplanetariske sky. Dersom protoplaneten var stor nok, ville den snart igen med sin betydelige tyngdekraft trække gaskyen til sig, og den ville blive til en gaskæmpe. De mindre protoplaneter ville vedblive med at være legemer af sten eller is.

9. På dette tidspunkt består Solsystemet hovedsageligt af faste protoplanetariske legemer samt gaskæmper. "planetesimalerne" ville langsomt kollidere med hinanden og blive endnu mere massive.

10. Til sidst, efter ti til hundrede millioner år, ender det hele med noget i retning af ti planeter  i stabile baner, og det er et solsystem. Disse planeter og deres overflader kan blive kraftigt modificerede af den sidste, store kollision de udsættes for (for eksempel de store metalforekomster i Merkur eller  Månen).

... Appendiks ... Kronologi ... Oprindelse ... Lingvistik ...