كيف تكونت المجموعة الشمسية

مراحل تكوّن المجموعة الشمسية

مرّت عملية تكوّن المجموعة الشمسية بمراحل مُختلفة عبر الزمن، وهذه المراحل هي:

• السحابة الغازية(السديم الشمسي)

احتوى الكون على سحابة غازية تُعرف باسم السديم الشمسيّ، ومكوّنة بشكل رئيسي من: الهيدروجين، والهيليوم، إلى جانب جزيئات الغبار، وذرات لمواد تشكّلت مع تشكّل النجوم في ما مضى.

• انفجار السديم الشمسي

تعرّض السديم الشمسيّ لبعض الاضطرابات التي حدثت في الكون، كانفجار المستعرّ الأعظم (بالإنجليزية: supernova explosion).

• انهيار السديم وتقلص حجمه

بدأ السديم بالانهيار التدريجي تحت تأثير قوة جاذبيته الذاتية نتيجة لهذه الاضطرابات، ممّا أدّى إلى تقلّص حجم هذه السديم إلى 100 وحدة فلكية، إلى جانب ارتفاع كبير في درجة حرارته، وتعرّضه مادّته الموجودة في المركز للانضغاط .

• تشكل القرص المزود

تشكّل القرص المزوّد (بالإنجليزية:accretion disc) حول مركز السديم الشمسي، وتبخّر الغبار نتيجة لدرجات الحرارة المرتفعة.

• تكون النجم الأولي

تكوّن النجم الأولي (بالإنجليزية: Protostar) في مركز السديم، ثمّ تحوّل ليشكّل الشمس.

• انخفاض حرارة القرص

تبدأ درجة حرارة القرص الخاصّ بالسديم بالانخفاض نتيجة إشعاعه للطّاقة، ممّا يؤدّي إلى تكاثف الغاز، وتحوّله إلى حبيبات صغيرة من الغبار، والتي تتكوّن من المعدن، والصخور.

• تشكل الكويكبات الصغيرة

تتماسك الحبيبات الغبارية مع بعضها البعض، ممّا ينتج عنه جسيمات أكبر حجماً، ويستمرّ تراكم المواد على هذه الجسيمات بسبب قوة جاذبيتها مشكّلة بذلك كويكبات صغيرة.

• تشكل الكواكب الأولية

تشكّل الكواكب الأولية (بالإنجليزية: Protoplanets) نتيجة لازدياد حجم الجزيئات، والجسيمات بفعل استمرار تراكم المواد الصلبة القريبة من مدارها، وفي حال كانت هذه الكواكب كبيرة الحجم، فإنّها تجذب بفعل قوى جاذبيتها الغازات المحيطة بها، فتتحوّل بذلك إلى كوكب غازيّ عملاق (بالإنجليزية: gas giant).

في حين تتكوّن الأقمار التابعة لهذه الكواكب نتيجة لتكاثف ما تبقّى من غاز، وغبار حولها، أمّا في حال لم تكن هذه الكواكب كبيرة الحجم بما يكفي لجذب الغازات المحيطة بها، فإنّها تبقى على هيئة أجرام، وكواكب جليدية، أو صخرية. 

• زيادة حجم الكواكب

يزداد حجم الكواكب مع مرورالوقت لتصبح كواكب ضخمة، في حين يؤدّي اصطدام الكواكب الأخرى ذات الحجم الصغير إلى تفكّكها إلى أجزاء صغيرة تتحوّل فيما بعد إلى نيازك، أو قد يسبّب ذلك تغيير، وانحراف في مسارها.

• استقرار اعداد الكواكب

بعد مرور حوالي مليار عام من وجود الكواكب في الكون، فإنّ عددها يستقرّ ليبلغ ما يُقارب عشرة كواكب تدور في مدارات ثابتة، هذا ويتحوّل النجم الأوليّ الموجود قي مركز السديم إلى نجم نتيجة لارتفاع درجة حرارة المركز بشكل كبير.

• بقاء حطام الكواكب في المجموعة الشمسية

يؤدّي تعرّض الكواكب لاصطدامات كبيرة إلى إحداث تغيّرات في طبيعة سطحها، وغلافها الجويّ، وبعض خصائصها ويبقى بعض حطام الكواكب متواجداً في المجموعة الشمسية، فمثلاً تستقرّ بعض الكواكب المصغّرة (بالإنجليزية: planetesimals) في حزام الكويكبات (بالإنجليزية: asteroid belt)، أو حزام كايبر (بالإنجليزية: Kuiper belt)، بينما يُسحب بعضها الآخر إلى الخارج بفعل قوة الجاذبية.

فرضية السديم الشمسيّ

تنصّ فرضية السديم الشمسيّ إلى أنّ المجموعة الشمسيّة قد تكوّنت بفعل حدوث حالة من الانهيار التثاقلي (بالإنجليزية: gravitational collapse) لسحابة غازية ضخمة تُعرف باسم السديم الشمسي (بالإنجليزية: solar nebula).

وقد نشأ عن هذا الانهيار تجمّع غالبية الكتلة الناتجة في مركز السديم مشكّلة الشّمس، وتراكم الكتلة الباقية حوله على شكل قرص تشكّلت منه كواكب المجموعة الشمسية.

ويجدر بالذكر أنّ حدوث عملية الانهيار التثاقلي ينتج عنها ارتفاع درجة حرارة السديم بفعل تحرّر طاقة الجاذبية، بالإضافة إلى خلط، ومزج الغاز، والغبار الموجود في مركزه، هذا ويؤدّي ارتفاع درجات حرارة مركز السديم الذي تشكّلت منه الشمس الأولية إلى عدم وجود مواد في الحالة الصلبة فيه، إذ تتّخذ جميعها الحالة الغازية، علماً بأنّ درجات الحرارة تبدأ بالانخفاض التدريجي مع الابتعاد عن المركز.

يجدر بالذكر أنّ درجة الحرارة، والبعد عن المركز هما العاملان اللّذان يساهمان في تحديد التسلسل الكيميائي في تركيب السديم الشمسيّ، إذ يُمكن أن تصل درجات الحرارة على بعد يُقارب 0.2 وحدة فلكية من مركز السديم إلى أقلّ من 1,700 درجة مئوية، ممّا يوفّر ظروفاً مناسبة لتشكّل المعادن، والأكاسيد.

في حين تصل درجات الحرارة على بعد 0.5 وحدة فلكية تقريباً من المركز إلى أقلّ من 730 درجة مئوية، ممّا ينتج عنه تكوّن صخور السيليكات.

أمّا تكاثف الجليد فيحدث في المنطقة التي تبتعد عن مركز السديم أكثر من 5 وحدة فلكية، إذ تصل درجات الحرارة في هذه المنطقة إلى أقلّ من 73 درجة مئوية تحت الصفر، ممّا يوضح التركيب الكيميائي الأساسي للكواكب.

كما قدّمت فرضية السديم الشمسيّ توضيحاً لحركة دوران الكواكب حول الشّمس، وتفسيراً لامتلاك الشمس الكتلة الأكبر في المجموعة الشمسية.

الأدلة على فرضية السديم الشمسيّ

يوجد العديد من الأدلة التي تُشير إلى صحّة فرضية السديم الشمسيّ في تفسير كيفية تكوّن المجوعة الشمسية، وهذه الأدلة هي:

• تدلّ العناصر المُشعّة الموجودة في صخور كلّ من: الأرض، والقمر على عمر كلّ منهما، إذ تبيّن أنّ أقدم تلك الصخور تعود إلى ما يُقارب 4.5 مليار سنة.
• احتواء بعض النيازك على جسيمات تُعدّ الأقدم في المجموعة الشمسية، إذ يدلّ بعضها على أنّ تكوّن المجموعة الشمسية قد شهد تزامناً مع انفجار أحد النجوم.
• الأبحاث، والتجارب العلمية التي تقوم بها مركبات فضائية خاصّة لمراقبة الكويكبات، والمذنبات، بالإضافة إلى دراسة الرياح النجمية.
• تشكّل أنظمة كوكبية أخرى تظهر فيها دلالات على حدوث حالي مُشابه لما حدث في علمية تكوّن المجموعة الشمسية الخاصّة بنا.

مشاكل فرضية السديم الشمسيّ

واجهت فرضية السديم الشمسيّ مشكلة رئيسية في تفسيرها لكيفية نشوء المجموعة الشمسية، وتتمثّل هذه المشكلة في توزيع الزخم الزاويّ (بالإنجليزية: Angular Momentum) بين الشّمس، والكواكب.

يُتوقّع بحسب هذه الفرضية أن تدور الشّمس بسرعة تفوق سرعة دورانها الحالي بشكل كبير، وذلك نتيجة لتركّز معظم الكتلة، والزخم الزاوي فيها، ولكنّ هذا الاعتقاد غير صحيح، ولا يتطابق مع ما هو عليه الأمر في الواقع، ممّا يُشير إلى أنّ قيمة الزخم الزاوي الحقيقي للشّمس أقلّ من المتوقع في النماذج التي تحاكي الولادة النجمية، وتشكّل المجموعة الشمسية.

وللتعرف أكثر على كواكب المجموعة الشمسية يمكنك قراءة المقال ما هي المجموعة الشمسية