Konspekt Päikesesüsteemist ja selle tekkimisest (1)

Sisukord:
Sissejuhatus..........................................................................................................3
Päikesesüsteem.....................................................................................................4
Päikesesüsteemi tekkimine...................................................................................7
Kasutatud kirjandus..............................................................................................9
Sissejuhatus
Maa ja teiste planeetide esimene lojaalsuskohustus kuulub Päikesele; nad on kui pisikesed asulad Päikese määratus kuningriigis. See süsteem on märkimisväärselt ilus struktuur, mis oma liikmete korrapärase liikumisega sobis loodusnähtuste täpse matemaatilise analüüsi esimeseks rakenduseks. Newtoni gravitatsiooniseaduse suur edu planeetide ja nende kaaslaste liikumise seletamisel, täpsel kirjeldamisel ja ennustamisel äratas seniolematu usalduse teadusliku meetodi vastu. Järgnevad teaduse ja tehnika edusammud olid suuresti tingitud enesekindlusest, mille andis taevakehade liikumise tõlgendamine. Kummatigi olenes edu esmajoones tõsiasjast, et Päikese mass on väga palju(743 korda) suurem kui kõikidel planeetidel kokku. Kui päikesesüsteemis oleks teisi, massilt Päikesega võrreldavaid kehi, oleks planeetide liikumine nii keeruline ja ettearvamatu, et Newtoni üritus oleks määratud läbikukkumisele; tema käsutuses olevate vahenditega olnuks tal praktiliselt võimatu arvutada ja rahuldavalt ennustada planeetide asendeid taevavõlvil, ehkki gravitatsiooniseadus oleks täpselt samavõrd kehtinud .
Inimteaduse edenemise õnneks on meie Päikesesüsteemi ehitus küllalt lihtne, et selle selgitamist võis ette võtta Newtoni või Leibnizi arvutuismeetoditega. On teada, et komplitseeritumas süsteemis liiguks planeedid korrapäratult, säilitamata kindlat kaugust oma päikesest; säärases süsteemis ei saaks elu areneda, sest selle hävitaks liigse kuumuse ja külmumise vaheldumine. Seega poleks ilma Päikesesüsteemi lihtsa struktuurita olnud elu maapeal , ei inimkonda ega Newtonit ega Einsteini – mitte kedagi, kes oleks seletanud taevakehade keerulist teekonda, mitte kedagi, kes seda seletust oleks kuulanud!
Päikesesüsteemis on piisavalt märkimisväärseid korrapärasusi ja tingimusi, mis ei puutu otseselt elu eksistentsi, kuid on seotud süsteemi tekkimisega .
Seda ja palju muudki on üritatud kirjeldada allajärgnevas referaadis. Allikatena on kasutatud kahte raamatut ja internetikeskkonda
Päikesesüsteem
Päikesesüsteemi tsentriks on Päike - hõõguvkuum gaasikera läbimõõduga 1,4 miljonit kilomeetrit ja massiga 2 * 1030 kg. Päikese mass on üle tuhande korra suurem suurima planeedi Jupiteri omast ning 330000 korda suurem Maa massist. Päikese gravitatsiooniväli on see, mis planeete koos hoiab, ja Päikese kiiratud energia on ka enamiku looduses toimuvate protsesside käigus hoidja. Päike on tüüpiline täht (kõik öötaevas nähtavad tähekesed on kauged päikesed. Päikesesüsteemi kuulub üheksa suurt planeeti, mõnituhat väikeplaneeti- asteroidi , sadakond perioodilist komeeti ("sabatähte"), planeetide kaaslased ning teadmata koguses meteoorset ainet, "tolmu", mis Maa atmosfääri sattudes tekitab üle taeva lendava tulejuti - langeva tähe. Planeetide kogumass moodustab praeguste hinnangute järgi vaid 0,3 protsenti Päikese massist, seega on nende mõju Päikesele tühine. Tänu kosmosetehnikale on meie käsutuses küllalt head andmed peaaegu kõigi planeetide kohta, lähimate naabrite Marsi ja Veenuse pinna keemilise analüüsini välja. Väide, et tegu on just süsteemiga, mitte aga lihtsalt ümber Päikese tiirlevate taevakehade kogumiga, tugineb korrapärale planeetide suurustes ja liikumises. Kui kõige kaugem planeet Pluuto välja jätta, kehtivad järgmised väited:

Planeetide orbiidid on ligikaudu samas tasapinnas ja praktiliselt ringikujulised.

Planeedid tiirlevad ümber Päikese samas suunas Päikese pöörlemisega.

Orbiitide raadiused suurenevad kindla seaduspärasuse järgi.

Enamik planeete pöörleb tiirlemisega samas suunas.

Planeetide pöörlemistelg võib olla orbiidi tasandi suhtes kaldu.

Enamik planeetide kaaslastest tiirleb emaplaneedi ekvaatori tasandis ning planeedi pöörlemisega samas suunas.

Planeedid jagunevad kahte gruppi: algul (Päikese poolt lugedes ) neli väikest ja tihedat, siis neli suurt, väikese tihedusega planeeti.
Joonis Päikesesüsteem. Suurte planeetide orbiidid ja asukohad 20. märtsil 2002.
Õigem olekski planeetide loetelus piirduda kaheksa planeediga. Pluuto lugemine planeetide hulka on mitmeti tinglik: esiteks on tema piklik ja ülejäänud planeetidega võrreldes tugevasti kaldu olev orbiit sarnasem komeetide kui planeetide omale; teiseks on ta väga palju väiksem (läbimõõt 1/5, mass 1/500 Maa omast) ja kolmandaks, tema läheduses on avastatud terve hulk sama tüüpi, ehkki mõnevõrra väiksemaid objekte. Et traditsioonid on teaduses tugevad ja enamik andmeid Pluuto kohta pärineb viimasest aastakümnest, nimetame Pluutot siiski planeediks .
Foto Päikesesüsteem. Planeetide suuruste võrdlus
Päikesesüsteemi moodustavad Päike ja kõik, mis tiirleb tema ümber: planeedid ja nende kuud, suured kaljulahmakad, hulk gaasi ja tolmu. Päikese külgetõmbele allub kõik olemasolev kuni umbes poole kauguseni lähimatest tähtedest. Kukkumisest Päikesesse päästab planeete vaid kiire tiirlemine tema ümber. Suurimad ümber Päikese tiirlevatest taevakehadest on planeedid. Praegu teame üheksat planeeti, kuid pole võimatu, et on olemas ka kümnes, kaugeim , hästi pisike planeet. Planeedid tiirlevad ümber Päikese peaaegu ringjoonelisel rajal mida nimetatakse orbiidiks. Neli Päikesele lähemat planeeti on siseplaneedid: Merkuur, Veenus , Maa ja Marss. Marsist kaugemaid planeete nimetatakse välisplaneetideks. Need on Jupiter, Saturn , Uraan, Neptuun ja Pluuto. Neid kutsutakse ka hiidplaneetideks, sest peale Pluuto on nad kõik siseplaneetidest suuremad.
Foto Gaspra, esimene asteroid, mida pildistas kosmoseaparaat .
Asteroidid ehk väikeplaneedid on suured kalju- või metallikamakad, mis tiirlevad ümber Päikese nagu planeedid ikka. Nad on tekkinud 5 miljardit aastat tagasi koos Päikesesüsteemi teiste liikmetega. Mõne asteroidi orbiit on pikk ellips ja ulatub Päikesest suhteliselt kaugele või vastupidi – Maa lähedusse. Enamiku asteroidide orbiidid aga jäävad Marsi ja Jupiteri vahele, nn. asteroidide vöösse.
Foto Hale- Bopp 'i komeet 1997. aasta märtsis. Sinakas ioonsaba on sirge, punaka tooniga heledam tolmusaba kõverdub komeedi liikumisel.
Komeedid on ümber Päikese tiirlevad hiiglaslikud lumepallid . Oma piklikul orbiidil veedavad nad enamiku ajast Päikesest kaugel ja tulevad lähedale vaid lühikeseks ajaks.
Foto Tähesadu. 17. novembril 1966 kohtus Maa leoniidide meteooripilvega. Sellel fotol on üle saja meteoori.
Meteoorkehad on vähimad ümber Päikese tiirlevad taevakehad – tolmukübemed ja jääkristallid. Sattunud Maa atmosfääri meteoorkeha süttib ja jätab taevasse helenduva joone – see on meteoor ehk langev täht. Suuremad meteoorkehad ei jõua õhus ära põleda ja kukuvad maapinnale – need on meteoriidid .
Kuud. Mitmel planeedil on kuud, mis tiirlevad ümber oma planeedi nagu meie Kuu ümber Maa. Mõnel planeedil on kuid palju; näiteks Saturnil vähemalt 18.
Päikesesüsteem on äärmiselt stabiilne ja võib praegusel kujul eksisteerida miljardeid aastaid. Seega jääb kosmoloogiale ülesandeks uurida, kas sellise süsteemi teke on normaalne füüsikaline nähtus või nõuab mingeid väga erilisi, vähetõenäolisi tingimusi.
Päikesesüsteemi tekkimine
Praeguste ettekujutuste järgi tekivad planeedisüsteemid koos tähtedega kosmilisest hajusainest. Kui tsentraalne täht(antud hetkelon jutt Päikesest) on juba "valmis" ja see on väga hele, puhub "tähetuul" (valgusrõhk ja kosmiline kiirgus) teda ümbritseva gaasipilve laiali; jääb tolmust ja gaasist koosnev rõngas, mida planeedikosmogoonias nimetatakse Päikeseuduks (ingl. Solar nebula ). See rõngas ongi tulevaste planeetide, nende kaaslaste, komeetide jms. materjaliks . Praegu eksisteerivate udukogude keemiline koostis on meile teada spektraalvaatluste põhjal. Nagu tähtedeski, moodustab põhilise osa sellest vesinik (gaasudukogude punakas värvus on põhjustatud just vesiniku kiirgusest lainepikkusel 656,3 nm). Ka sisaldab udukogude gaas heeliumi, hapnikku, süsinikku ja teisi Maal tuntud elemente. Lisaks on raadioteleskoopidega kindlaks tehtud ka mitmesuguste keemiliste ühendite olemasolu. Millest aga koosneb kosmiline tolm, võime vaid oletada. Ja kõige lihtsam on oletada, et udukogu keemiline koostis oli samasugune , kui me praegu näeme Päikesel. Järgmine oletus , mille peame tegema, on vastus küsimusele, millises olekus oli see aine. Et end mitte liialt siduda, võetakse keskkond kolmekomponendilisena. Need oleks: gaas, mis tähistab väikese molaarmassiga ning selle tõttu halvasti kondenseeruvaid aineid (põhiliselt vesinik ja heelium); jää, millega tähistatakse raskemaid molekule (hapnik, lämmastik, vesi ja teised keemilised ühendid Mendelejevi tabeli teisest perioodist), ning kivi, mis tähistaks raskeid aatomeid ja molekule, nagu raua, mangaani ja räni ühendid. Aine kogunemine klompideks ja sealt edasi planeetideks peaks toimuma gravitatsioonijõudude toimel ja vastavalt osakeste massidele koondub kõigepealt "kivi", siis "jää" ja lõpuks "gaas" - kui see viimane üldse koondub. Ja nüüd jääb vaid üle planeedisüsteemi tekkimine füüsika valemite ning arvutusmasina abiga "maha mängida".
Päikest ümbritsev tolmu-gaasirõngas peab pöörlema: vastasel juhul ta polekski rõngas, vaid Päikest ümbritsev gaasipilv . Kujuteldav protosüsteem näeks välja järgmine: Päike koos teda ümbritseva gaaskettaga.
Järgneb kettas oleva aine kogunemine planeetideks; viimane toimub kahes etapis: 1)Gaasi-tolmu eraldumine ja ringorbiitide teke on seotud asjaoluga, et tahketele osakestele (jää ja kivi) mõjub vaid gravitatsioonijõud, gaasil aga lisandub sellele siserõhk. Seetõttu pöörleb gaasketas pisut aeglasemalt. See omakorda kutsub esile tahkete osakeste pidurdumise aeglasemalt liikuvas gaasis. Et pidurdamine vähendab energiat, liiguvad tahked osakesed piki spiraali Päikese poole, energiat juurde saav gaas aga eemaldub sellest. Kuna pidurdav takistusjõud sõltub kiirusest, on pidurdamise teiseks tulemuseks osakeste liikumiskiiruse ühtlustumine, mis tähendab üleminekut ringorbiitidele. 2)Ringorbiitidel liikuvate osakeste kogunemine planeetideks on tingitud nendevahelisest külgetõmbest. Gravitatsioonilise haarde raadius paneb paika tulevaste planeetide omavahelised kaugused ning määrab planeedisüsteemi kujunemise kiiruse.
Planeedid peavad liikuma ühes tasandis asuvatel ringorbiitidel, orbiitidevahelised kaugused ja planeetide massid peavad suurenema Päikesest eemaldudes. Tihe atmosfäär on neil planeetidel, mis asuvad gaasi-tolmuketta välisosades, kus gaasi rohkem ja ka planeedid piisavalt suured, et seda kinni hoida. Ka planeetide pöörlemine tuleb põhijoontes välja; suurte planeetide kaaslaste süsteemid peaksid aga kujunema analoogiliselt Päikesesüsteemiga (gaasi-tolmuketas peaks olema ka tekkivate planeetide ümber). Kui mingil põhjusel tekib lähestikku kaks enam-vähem võrdset protoplaneeti, võib nende ühinemisel kujunev keha liikuda suhteliselt piklikul orbiidil. Võib isegi juhtuda, et planeedid ei ühinegi, vaid moodustavad kaksiksüsteemi (nii arvatakse olevat tekkinud Maa-Kuu süsteem). Päikesesüsteemi suurim " rike " on aga Maa ja Jupiteri vahel, kus korralikku planeeti polegi tekkinud - on vaid suhteliselt väike Marss ning terve hulk asteroide. Ja lõpuks peab kusagil olema toimunud mingi küllalt suure keha purunemine - seda tõendab peaaegu puhtast rauast koosnevate meteoriitide Maale langemine. Ainus tuntud kosmiline mehhanism raua eraldamiseks "kivist" on aine gravitatsiooniline kihistumine küllalt suure planeedi sisemuses. Et seda rauda kätte saada, tuleb planeet purustada. Selle kohta, mis asub väljaspool Pluuto ja Neptuuni orbiite , võib teha oletusi komeetide abil. Praeguste ettekujutuste kohaselt asub seal jäänuk Päikese-eelsest gaasipilvest, nn. Oorti pilv. Selle siseosa (kauguseni umbes 1000 a.ü.) moodustavad komeeditaolised jääst ja gaasist kehad, kaugema (kuni 0,1 pc e. 20 000 a.ü.) aga hõre gaas. Tänu suurtele mõõtmetele võib selle mass olla küllalt suur, võrreldav isegi Päikese massiga.
Selline on meie praegune ettekujutus Päikese ja tema perekonna kujunemisest.
Kasutatud kirjandus:
1)Lisa Miles ja Alastair Smith – Astronoomia & Kosmos``Koolibri`` 1999
2)Ernst Öpik – Meie kosmiline saatus - ``Ilmamaa`` 2004
3) http://opik.obs.ee
8