MateLad os kigge på den nydannede Sol (se figur 6.4), for omkring 5 milliarder år siden, som den flyder gennem det interstellare rum. Solen var på det tidspunkt endnu ikke blevet til en stjerne, i ordets egentlige betydning. Den var stadig en protostjerne – en stor kugle af gas, men endnu ikke varm nok i sit center, til at være en stjerne (det ofte anvendte præfiks ”proto-” betyder ”tidlig form” eller ”under dannelse”). Som skyen af interstellar gas kollapsede til dannelsen af protostjernen, blev dens tyngdeenergi omdannet til varmeenergi og stråling.
Rundt om den protostellare Sol, var en flad, roterende skive af støv og gas. Kredsende, er måske et bedre ord end roterende. Hvert stykke materiale i denne tynde skive, kredsede omkring Solen, efter de samme love om bevægelse og tyngdekraft. Der styrer planeternes baner i dag. Skiven omkring Solen, ligesom skiverne astronomerne ser omgiver protostjerner andre steder i vores galakse i dag, kaldes en protoplanetarisk skive. Skiven indeholdt sandsynligvis mindre end 1 procent af massen på stjernen der dannedes i dens centrum, men denne mængde var mere end nok, til at gøre rede for de objekter som udgør Solsystemet i dag.
Den kollapsende sky roterer
Grunden til, at Solsystemet blev dannet af en protoplanetarisk skive, og til at lignende skiver ses omkring nydannede stjerner, ligger i impulsmomentet. Tag for eksempel en skøjteløber der snurrer omkring sig selv på isen (se figur 6.5). Som ethvert andet roterende objekt eller en isoleret gruppe af objekter, har den snurrende skøjteløber, en vis mængde impulsmoment. Størrelsen af impulsmomentet for et objekt, afhænger af tre ting:
- Hvor hurtigt objektet roterer. Jo hurtigere et objekt roterer, desto mere impulsmoment har det. En snurretop der roterer hurtigt, har større impulsmoment end den samme snurretop, når den roterer langsomt.
- Objektets masse. Forestil dig to snurretoppe. Begge snurretoppe har den samme størrelse, form og rotationshastighed. Hvis en snurretop er lavet af metal, mens den anden er lavet af træ, har den mere massive metalsnurretop et større impulsmoment.
- Hvordan objektets masse er fordelt – Hvor ”spredt” er objektets masse. For et objekt med en given masse og rotationshastighed, har objektet større impulsmoment, desto mere det er spredt ud. Et objekt der er formet på en sådan måde, at dens masse er meget fordelt, har større impulsmoment end et objekt med samme masse, som er mere kompakt.
Vi kigger på det roterende eller snurrende impulsmoment for et enkelt objekt, som for eksempel en snurretop, en roterende planet eller interstellar gassky, i Matematiske værktøjer 6.1.
Et objekts impulsmoment forbliver det samme, med mindre en ekstern kraft påvirker objektet. Denne sætning kaldes loven om bevarelse af impulsmoment. Det kombinerede impulsmoment for en isoleret gruppe af objekter, bevares også. Når fysikere bruger ordet ”bevaret”, mener de at mængden i sig selv, ikke ændres. Denne idé, minder dis måske om Newtons første lov om bevægelse som siger, at i mangel af en ydre kraft, fortsætter et objekt med at bevæge sig i en lige linje, med en konstant hastighed. Både Newtons første lov om bevægelse, og loven om bevarelse af impulsmoment, er eksempler på love om bevarelse.
Både skøjteløberen og den kollapsende interstellare sky, påvirkes af loven om bevarelse af impulsmoment. Hvis en af enten rotationshastigheden, massen, eller massedistributionen ændres, så skal mindst en anden faktor ændre sig samtidig, for at bevare impulsmomentet. En kompakt objekt skal roterer hurtigere for at få det samme impulsmoment, som et objekt der er mere omfattende, men med samme masse. For eksempel kan en skøjteløber styre, hvor hurtigt hun roterer, ved at strække eller samle sine arme og ben. Som skøjteløberen roterer, ændres hendes impulsmoment ikke meget (det langsomme fald i impulsmomentet skyldes friktion, en ydre kraft). Når hendes arme og ben er fuldt strakte, roterer hun langsomt; men når hun trækker hendes arme og ben ind mod hende selv, roterer hun hurtigere og hurtigere. Når hendes arme holdes tæt ind til kroppen og det ene ben er viklet rundt om det andet, bliver skøjteløberen næsten sløret at kigge på. Hun afslutter med at strække sine arme og det ene ben helt ud – en handling der brat bremser hendes rotation. På trods af den dramatiske effekt, forbliver hendes impulsmoment det samme, hele vejen gennem forløbet.
Den sky af interstellar støv og gas, der kollapsede under sin egen tyngdekraft for at danne den protostellare Sol, var også påvirket af loven om bevarelse af impulsmoment. Det kan virke mest naturligt, at skyen ville kollapse til en kugle – og det ville den også, hvis ikke det var for dens eget impulsmoment. Interstellare skyer er virkelig store objekter, der er lysår i størrelse (Husk at et lysår, er den afstand som lyset tilbagelægger på et år, eller omkring 9.500 milliarder kilometer [km], eller omkring 63.000 astronomiske enheder [AU]). Som de interstellare skyer kredser omkring galaksens centrum, bliver de konstant skubbet til af stjerneeksplosioner, eller ved kollisioner med andre interstellare skyer. Denne konstante ”omrøring” garanterer, at alle interstellare skyer har en vis mængde impulsmomentum. Når spredt ud som en interstellar sky, svarer selv en lille rotation til en enorm mængde impulsmoment. Forestil dig vores skøjteløber, nu med arme der kan nå fra den ene side af Jorden til den anden. Selv om hun roterer meget langsomt i starten, så forestil dig, hvor hurtigt hun ville rotere når hun havde trukket armene helt ind til kroppen.
Ligesom skøjteløberens rotationshastighed stiger, når hun trækker armene ind til siden, vil den interstellare sky af støv og gas, rotere hurtigere og hurtigere som den kollapser. Men der er en gåde her. Antag for eksempel, at Solen blev dannet fra en typisk interstellar sky, som var omkring et lysår på tværs – 1016 meter – og den roterede så langsomt, at det tog den en million år, at fuldføre en hel omdrejning. Hvis den kollapsende sfæriske sky, bevarede sit impulsmomentum (se Matematiske værktøjer 6.1), ville den når den var kollapset til Solens størrelse – 1,4 · 109 meter på tværs, eller kun en 10-milliontnedel af størrelsen på den originale tid – ville den rotere 50 billioner gange hurtigere, og færdiggøre en omdrejning på kun 0,6 sekunder. Dette er over 3 millioner gange hurtigere, end Solen rent faktisk roterer. Ved denne hurtige rotation, ville Solens egen tyngdekraft, have været nødt til at være næste 200 millioner gange stærkere, for at kunne holde sammen på Solen. Det fremgår tydeligt, at impulsmomentet ikke er blevet bevaret i denne model (hvor stjerner dannes fra en kollapset interstellar sky), eller at denne beskrivelse er ufuldstændig.
En tilvækstsskive dannes
Nøglen, til at løse gåen om impulsmomentet i en kollapsende interstellar sky, ligger i realiseringen af, at retningen af kollapset er vigtig. Forestil dig, at skøjteløberen bøjer knæene, og altså komprimerer sig nedad i stedet for at samle armene langs kroppen. Når hun gør dette, spreder hun igen sin masse mindre, men hendes hastighed ændres ikke, fordi ingen dele af hendes krop, er kommet tættere på rotationsaksen.
Ligeledes, kan en kollapsende sky flade ud, uden at øge rotationshastigheden, ved at kollapse parallelt med dens rotationsakse (se figur 6.6). I stedet for at kollapse til en kugle, flader den interstellare sky ud til en skive. Som skyen kollapser, øges dens egen tyngdekraft, og de indre dele af den kollapsende sky, begynder at falde frit indad mod det voksende objekt i midten. Når det ser, mister de ydre dele af skyen støtten fra den indre kollapsede del, og de begynder selv at falde indad. Hele skyen kollapser indad, meget lig et korthus hvor det nederste lag væltes. Som dette materiale gør sit endelige spring indad, lander det i en tynd, roterende struktur, kaldet en tilvækstsskive. Denne tilvækstsskive fungerer på en måde som en vej for materiale, på vej til at blive en del af stjernen, der dannes i centrum.
Dannelsen af tilvækstsskiver er almindeligt i astronomi. Hvis du bruger hvad du har lært om kredsløb tidligere, kan det hjælpe dig med at forstå, hvad der sker i denne fase af kollapset af en interstellar sky. Som materiale falder ind mod stjernen der er under dannelse, bevæger det sig på buede – næsten altid elliptiske – baner, præcis som Keplers love siger det skal gøre. Disse baner, vil bære materialet omkring den dannende stjerne og tilbage til det interstellare rum, bortset fra ét problem: banen indad mod den dannende stjerne, er en ensrettet bane. Når materialet nærmer sig centrum af skyen, løber materialet hovedkulds ind i materiale, der falder ind fra den anden side af skyen. Materiale der falder ind på skiven fra andre retninger, samles ved planet af tilvækstsskiven, der er planet vinkelret på skyens rotationsakse.
For at forstå, hvordan interstellart materiale samles på en tilvækstsskive, kan det være nyttigt med en visuel analogi. Forestil dig en trafikingeniørs mareridt: en kæmpe rundkørsel med flere indkørsler, men med alle frakørsler blokeret af den indgående trafik (se figur 6.7). Når trafikken kommer ind i rundkørslen, har den ingen andre steder at gå hen, hvilket resulterer i en kontinuerlig, voksende kø, der kører rundt og rundt, i en stadigt mere overfyldt cirkel. Til sidst, som flere og flere biler forsøger at komme ind, hober trafikken sig op. Selvfølgelig, bevæger trafikken i en rundkørsel på en flad overflade, mens den på en tilvækstsskive omkring en protostjerne, dannes af materiale der kommer ind fra alle retninger i det tredimensionale rum. Som materialet falder ind på skiven, standses dets bevægelse vinkelret på skiven brat, men dets masse bevæger sig parallelt med overfladen af skiven og øver skivens samlede impulsmoment. På denne måde, bliver impulsmomentet fra det tilkomne stof, overført til tilvækstsskiven. Den roterende tilvækstsskive, har en radius på flere hundrede astronomiske enheder og er tusindvis af gange større, end radius af stjernen som i sidste ende vil danne centrum. Derfor ender det meste af impulsmomentet fra den oprindelige sky, i tilvækstsskiven i stedet for i den centrale protostjerne (se Matematiske værktøjer 6.1 for et eksempel på den relevante beregning).
Det meste af det materiale, der falder ind på tilvækstsskiven, ender enten som en del af stjernen, eller udstødes tilbage i det interstellare rum, undertiden i form af voldsomme jetstrømme, som der ses i figur 6.2a. Imidlertid, bliver en lille del materiale efterladt i tilvækstsskiven. Det er denne resterende skive – rester fra processen med stjernedannelse – som vi nu vil vende vores opmærksomhed i mod. Figur 6.2 viser Hubble Space Telescope (HST) billeder af tilvækstsskiver set fra siden. De mørke bånd er skyggen af tilvækstsskiverne, top og bund belyses af lys fra den dannende stjerne. Astronomer, kan ikke gå 5 milliarder år tilbage i tiden, og se hvordan Solsystemet blev dannet af en sky af interstellart støv og gas, men de kan se på objekter som dem i figur 7.2, og på den måde se, hvad de ville have set, hvis de kunne rejse så mange år tilbage i tiden og observere Solsystemets dannelse.
Små objekter samles og bliver til større objekter
Den kæde af begivenheder, der forbinder tilvækstsskiven omkring en ung stjerne, til et planetsystem som Solsystemet, begynder med tilfældige bevægelser af gassen inde i den protoplanetariske skive. Disse bevægelser, skubber de mindre korn af fast materiale, frem og tilbage forbi større korn; og når dette sker, samles de små korn med de større korn. Denne ”samlingsproces” blandt de mindre korn, skyldes den samme statiske elektricitet, der forårsager støv og hår til at samle sig på plastoverflader. Ved begyndelsen, er de småkorn, kun nogle få mikrometer (µm) på tværs – omkring samme størrelse som partiklerne i røg – De lidt større stykker af støv, vokser til en størrelse som småsten, og klumper derefter sammen til klippeblokke, der er mindre modtagelige for at blive skubbet rundt af gassen (se figur 6.8). Astronomer mener, at når disse klumper vokser til omkring 100 meter på tværs, bremses deres vækstrate. Der er så langt mellem disse store objekter i tilvækstsskiven, at kollisioner bliver mindre og mindre hyppige. Alligevel fortsætter vækstprocessen, om end i et langsommere tempo, efterhånden som 100-meter stykkerne samles til endnu større objekter. Inde i en protoplanetarisk sky, vokser de større korn sig endnu større, på bekostning af de mindre støvkorn.
Op til dette punkt, er større partikler hovedsageligt vokset, ved at ”feje” mindre objekter op som blæses ind i dem eller kommer i vejen for dem. Når de er klumpet sammen til størrelser omkring en kilometer, bliver en anden proces vigtig. Disse kilometer store objekter, kandes nu planetesimaler (betyder bogstaveligt ”små planeter), er massive nok til, at deres tyngdekraft begynder at udøve en betydelig tiltrækningskraft på nærliggende objekter (Se figur 6.9). Væksten af planetesimalen, er ikke længere kun fødet af tilfældige kollisioner med andre objekter; planetesimalens tyngdekraft, kan nu trække i og opfange andre mindre planetesimaler, der ligger uden for dens direkte vej. Væksten af planetesimaler øges, ved at de større planetesimaler forbruger de fleste af de resterende objekter i nærheden af deres baner. De endeligt overlevende objekter fra denne proces, er nu store nok til at blive kaldt planeter. Som med de store objekter i kredsløb om Solen, kan nogle af planeterne være små og andre ganske store.
