انتقل إلى المحتوى

تشكل المجموعة الشمسية وتطورها: الفرق بين النسختين

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
وسام (نقاش | مساهمات)
114٬741 تعديل
AlaaBot (نقاش | مساهمات)
489٬032 تعديل
ط روبوت (1.2): إزالة قالب:تطوير مقالة بعد مرور أكثر من شهرين على آخر تعديل
سطر 1: سطر 1:

{{تطوير مقالة}}
[[File:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|upright=1.5|تصور [[قرص كوكبي أولي|للقرص الكوكبي الأولي]]]]
[[File:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|upright=1.5|تصور [[قرص كوكبي أولي|للقرص الكوكبي الأولي]]]]
{{تشكل النجوم}}
{{تشكل النجوم}}

نسخة 11:10، 19 فبراير 2021

تصور للقرص الكوكبي الأولي
ولادة النجوم
أصناف الأجرام الفلكية
المفاهيم النظرية
هذا الصندوق:

بدأت عمليات تَشَكُّل وتَطوّر المَجْمُوعَة الشَّمِسيَّة منذ 4.5 مليار عام تقريبًا عند حدوث حالة من الانهيار التثاقلي لجزء صغير من سحابة جزيئيّة ضخمة.[1] تجمعت غالبية الكتلة المنهارة عند المركز لتشكل الشمس، وامتدت الكتلة الباقية حولها لتشكل قرصًا كوكبيًّا أوليًّا، وهو الذي تشكلت منه الكواكب، و‌الأقمار، و‌الكويكبات، والأجرام الأخرى الصغيرة الموجودة بالمجموعة الشمسية.

يُعرف هذا النموذج باسم فرضية السديم، وطُوّر لأول مرة خلال القرن الثامن عشر بواسطة إيمانول سفيدنبوري، و‌إيمانويل كانت، و‌بيير لابلاس. اشتركت العديد من المجالات العلميّة المختلفة في تطوير هذا النموذج بعد ذلك، بما يشمل علم الفلك، و‌علم الفيزياء، و‌علم الجيولوجيا، و‌علم الكواكب. مَرَّ هذا النّموذج بالعديد من الانتقادات والتطويرات مُنذ بداية عصر الفضاء في خمسينيات القرن الماضي وعند بداية اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسيّة في التسعينيات؛ حتى يَتمكّن النَّمُوذج من مُواكبة هذه الاكتشافات والمُلاحظات الفلكيّة الجديدة.

تطورتِ المجموعة الشمسيّة بصورة كبيرة مُنذ تشكلها في البدايّة. تشكلت العديد من الأقمار من أقراص الغاز والغبار التي كانت تُحيط بالكواكب، بينما يَظّن العلماء أنَّ هُناك أقمارًا أخرى تشكّلت بصورة مُستقلة قبل أنْ تُؤسَر (تُلتقَط) بواسطة جاذبيّة الكواكب الّتي ستتبعها. ويَعتقد العُلماء أيضًا أنّ بعض الأقمار، مثل قمر كوكب الأرض، تشكّلت بفعل اصطدامات عملاقة. تَحدث الاصطدامات بين الأجرام الفلكيّة بصورة مستمرة حتى يومنا هذا، وتُعتبر هذه الاصطدامات أحد العوامل الهامّة الّتي ساهمت في تَطوّر المجموعة الشمسيّة. يُمكن أنْ تتغير مواقع بعض الكواكب بسبب التفاعلات الثقاليّة. ويُعتقد أنَّ هذه الظاهرة المعروفة ‌بهجرة الكواكب مسؤولة عن أغلب التطورات المُبكرة التي حدثت في المجموعة الشمسيّة.[2]

يُعتقد أنَّ الشّمس ستبرد تدريجيًّا خلال 5 مليار سنة من الآن، وستتمدد للخارج إلى أنْ يزيد قطرها بما يعادل عدة مرات من قطرها الحالي، أي أنّها ستتحول إلى عملاق أحمر، وهذا سيحدث قبل أن تُطلق الشمس طبقاتها الخارجية لتشكل سديمًا كوكبيًّا متحولةً إلى بقايا نجميّة تُعرف بالقزم الأبيض. ستقلل جاذبيّة النُّجوم العابرة، في المستقبل البعيد، من عدد الكواكب التابعة للشمس. سَتَتَدمر بعض هذه الكواكب، والبعض الآخر سيُقذف إلى الفضاء بين النجمي. وفي النّهاية، ستبقى الشمس في مكانها وحيدةً، بعد مرور عشرات المليارات من السنين، دون أيّ أجرام تدور حولها من أجرام المجموعة الشمسيّة الحاليّة.[3]

التاريخ

المقالة الرئيسة: تاريخ النظام الشمسي وفرضيات التطور
بيير سيمون لابلاس، أحد مؤسسي فرضية السديم.

يَرجع تاريخ النظريّات الخاصة بنشأة ومصير الكون لعدد من أقدم الأعمال الكتابيّة المعروفة، ومع ذلك، لم يكنْ هُناك أيّ محاولة طوال هذه الفترة للربط بين تلك النّظريات ومفهوم وجود المجموعة الشمسيّة، بالمعنى الذي نفهمه الآن. كانت أول خطوة لوضع نظريّة تُفسر تشكل وتطور المجموعة الشمسيّة متمثلةً في قبول العلماء لنموذج مركزيّة الشّمس، والذي افترض أنّ الشّمس موجودة في مركز المجموعة وأن الأرض تدور حولها. تَطَوَّرَ هذا المفهوم على مدار آلاف السنين، إذ اقترحه عالم الفلك أرسطرخس الساموسي منذ عام 250 قبل الميلاد، ولكن لم يلقَ هذا المفهوم قبولًا بين أوساط العلماء حتى نهاية القرن السابع عشر. ويرجع تاريخ أوّل استخدام مُوثّق لِمصطلح «الْمَجْمُوعَة الشَّمْسِيَّة» أو «النّظام الشّمسي» لعام 1704.[4][5][6]

تعتبر فرضيّة السّديم، في الوقت الحالي، النظريّة الأساسيّة الّتي تُفَسّرُ تَشكُّل المجموعة الشمسيّة، ومرّت هذه النّظرية بالعديد من حالات القبول والانتقاد منذ أن وضعها كل من إمانول سفيدنبوري، و‌إيمانويل كانت، و‌بيير سيمون لابلاس خلال القرن الثامن عشر. كانت أهم الانتقادات المُوجّهة لهذه الفرضيّة مُتَمثّلة في عجزها الواضح عن تفسير الانعدام النسبيّ في الزخم الزاويّ للشّمس مقارنةً بالكواكب. ومع ذلك، بَيَّنتْ الدراساتُ الخاصة بالنّجوم الصغيرة، والتي أُجريت منذ ثمانينيات القرن الماضي، أنَّ هذه النّجوم مُحاطة بأقراص باردة من الغاز والغبار، تمامًا مثلما تتنبأ فرضيّة السّديم، وهو ما أعاد حالة القُبول للفرضيّة مرةً أُخرى.[7][8]

يتحتم على العلماء أنْ يُدركوا مصدر طاقة الشّمس لِيتمكنوا من تفسير آليّة تطورها المُستمر. أدرك عالم الفلك آرثر إدينغتون، بعد تأكده من صحة النظريّة النسبيّة لأبرت أينشتاين، أنّ طاقة الشّمس تَنبع من تفاعلات الاندماج النوويّ الّتي تحدث في باطِنها، إذ يَندمج الهيدروجين مُكوّنًا الهيليوم. وتَطَوَر الأمر مع إدينغتون إذ إنه اقترح عام 1935 بإمكانية تَشَكُّل بقية العناصر داخل النّجوم. أشار فريد هويل إلى هذه الفرضيّة من خلال رأيه أنَ النّجوم المُتطوّرة، المُسماة بالعمالقة الحمراء، خَلقت العديد مِنَ العناصر الأثقل مِن الهيدروجين والهيليوم في باطنها. ويُمكن أن تُساهم هذه العناصر في تشكيل الأنّظِمة النَّجميّة الأخرى عِندما يُطلق العملاقُ الأحمرُ طبقاته الخارجيّة إلى الفَضَاء.[9][10]

التكوين

سديم الشمس الأولي

المقالة الرئيسة: فرضية السديم

تَنصُّ الفرضيّة السديميّة على أنّ النِّظام الشّمسيّ الذي تشكّل من انهيار الجاذبيّة لجزءٍ من سحابة جزيئيّة باردة عملاقة، تأثّر بالرياح الشمسيّة التي تحمل جسيمات مشحونة مغناطيسيًا.[11] كان قطر السحابة حوالي 20 فرسخ فلكي أي (65 سنة ضوئية)[ا]، بينما كانت الشظايا بعرض حوالي 1 فرسخ فلكي.[14] أدى الانهيار الإضافي للشظايا إلى تكوين نُوى كثيفة بحجم 0.01-0.1 فرسخ (2000 - 20.000) وحدة فلكية.[a][15] شكلت إحدى هذه الأجزاء المنهارة (المعروفة باسم سديم الشمس الأولي) ما أصبح «المجموعة الشمسيّة». وكان تكوين هذه المنطقة ذات الكتلة التي تزيد قليلاً عن كتلة الشمس هو نفسه تقريبًا تكوين الشمس اليوم، مع الهيدروجين، جنبًا إلى جنب مع الهيليوم وكميات ضئيلة من الليثيوم التي تنتجها نوى الانفجار النووي، وتشكل حوالي 98٪ من كتلته. وأمًّا نسبة 2٪ المتبقية من الكتلة تتكون من عناصر أثقل أُنشِئَت بواسطة التخليق النووي لنجوم سابقة،[16] والتي قَذفت في وقت لاحق عناصر أثقل في الوسط بين النجمي.[17]

صورة هابل لأقراص الكواكب الأولية في سديم الجبار، وهو «حضانة نجمية» تمتد على مدى سنوات ضوئية من المحتمل أن تكون مشابهة جدًا للسديم البدائي الذي تشكلت منه الشمس.

أقدم الشوائب التي وجدت في النيازك، يُعتقد أنَّها تتبع لأول مادة صلبة تتشكل في سديم الشمس الأولي، يبلغ عمرها 4568.2 مليون سنة، وهو أحد تعريفات عمر المجموعة الشمسيّة.[18] وتكشف الدراسات التي أجريت على النيازك القديمة عن آثار نوى ابنة مستقرة من النظائر قصيرة العمر، مثل الحديد -60، والتي تتشكل فقط في النجوم المتفجرة قصيرة العمر. يشير هذا إلى حدوث مستعر أعظم أو أكثر في مكان قريب. قد تكون موجة صادمة من المستعر الأعظم قد حفزت تكوين الشمس عن طريق إنشاء مناطق كثيفة نسبيًّا داخل السحابة، مما تسبب في انهيار هذه المناطق،[19] نظرًا لأنّ النّجوم الضخمة قصيرة العمر هي فقط التي تُنتج المستعرات الأعظمية، يجب أن تكون الشمس قد تشكلت في منطقة تشكل النجوم الكبيرة التي أنتجت نجومًا ضخمة، ربما تشبه سديم الجبار.[20][21] تشير الدراسات التي أجريت على بنية حزام كايبر والمواد الشاذة الموجودة فيه إلى أن الشمس تشكلت داخل مجموعة تتكوّن من 1000 إلى 10000 نجم بقطر يتراوح بين 6.5 و19.5 سنة ضوئية وكتلة جماعية قدرها 3,000 M☉. بدأت هذه المجموعة في التفكك بين 135 مليون و535 مليون سنة بعد تشكيلها.[22][23] تُنتج العديد من عمليات المحاكاة لشمسنا الفتيّة التي تتفاعل مع النّجوم القريبة على مدار المائة مليون سنة الأولى من حياتها مدارات شاذة لُوحظت في النظام الشّمسيّ الخارجيّ، مثل الأجرام المنفصلة.[24]

بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي، اندلع السديم بشكل أسرع أثناء انهياره. عندما تكثفت المادة الموجودة داخل السديم، بدأت الذرات الموجودة بداخله في الاصطدام بتردد متزايد، مُحوّلة طاقتها الحركيّة إلى حرارة. وأصبح المركز، حيث تجمع معظم الكتلة، أكثر سخونة من القرص المحيط.[14] وعلى مدار حوالي 100.000 عام،[11] تسببت القوى المتنافسة للجاذبيّة وضغط الغاز والمجالات المغناطيسيّة والدوران في تسطيح السديم المُتقلّص إلى قرص كوكبي أولي دوّار يبلغ قطره حوالي 200 وحدة فلكية، وتشكيل نجم أوليّ ساخن كثيف (نجم لم يبدأ فيه اندماج الهيدروجين بعد) في المركز.[25]

رسم لنجم تي ثور مع قرص ازديادي حول نجمي.

في هذه المرحلة من تطورها، يُعتقد أن الشمس كانت نجم تي التور.[26] تُظهر الدراسات التي أجريت على نجوم تي الثور أنها غالبًا ما تكون مصحوبة بأقراص من مادة ما قبل الكواكب كتلتها 0.001–0.1 M☉. تمتد هذه الأقراص إلى عدة مئات من الوحدات الفلكيّة - رصد تلسكوب هابل الفضائي أقراصًا كوكبيّة أوليّة تصل إلى 1000 وحدة فلكيّة في مناطق تَشكُّل النُّجوم مثل سديم الجبار[27] - وهي باردة نوعًا ما، حيث تصل درجة حرارة سطحها إلى حوالي 1000 درجة كلفن في أقصى درجات الحرارة.[28] في غضون 50 مليون سنة، أصبحت درجة الحرارة والضغط في لُبّ الشمس كبيرة جدًا لدرجة أن الهيدروجين الخاص بها بدأ في الاندماج، مُكوّنًا مصدرًا داخليًّا للطاقة يقاوم الانكماش الثقالي (قوة الجاذبية) حتى يتحقق التوازن الهيدروستاتيكي.[29] كان هذا بمثابة دخول الشمس إلى المرحلة الأوليّة من حياتها، والمعروفة باسم التسلسل الرئيسي. تستمد النجوم ذات الترتيب الرئيسي الطاقة من اندماج الهيدروجين في الهيليوم في نواتها. ولا تزال الشّمس اليّوم نجمة التسلسل الرئيسي.[30]

تكوين الكواكب

المقالة الرئيسة: كوكب
رسم للنظام الشمسي (لا يَعتمد على المقاييس الحقيقية للكواكب والشمس).

يُعتقد أن الكواكب المختلفة قد تشكلت من السديم الشمسي، وهو سحابة على شكل قرص من الغاز والغبار المتبقي من تكوين الشمس.[31] والنظريّة المقبولة حاليًّا التي تشكلت بها الكواكب هي التنامي،[32] حيث بدأت الكواكب كحبيبات غبار في مدار حول النجم الأولي المركزي، ومن خلال الاتصال المباشر والتنظيم الذاتي، تشكلت هذه الحبيبات في كتل يصل قطرها إلى 200 وحدة فلكيّة، والتي بدورها اصطدمت لتشكل أجسامًا أكبر «‌كواكب صغيرة» بحجم ~10 كم (6.2 ميل). ازدادت هذه تدريجيًّا من خلال المزيد من الاصطدامات، ونمت بمعدل سنتيمترات في السنة على مدار ملايين السنين القادمة.[33]

كان النظام الشمسي الداخلي، منطقة النظام الشمسي داخل 4 AU، دافئًا للغاية بالنسبة للجزيئات المُتطايرة مثل الماء والميثان لتتكثق، لذلك لا يمكن أن تتشكل الكواكب الصغيرة التي تشكلت هُناك إلا من مركبات ذات نقاط انصهار عالية، مثل المعادن ك«‌الحديد والنيكل والألمنيوم» «والسيليكات الصخرية». وستصبح هذه الأجسام الصخرية الكواكب الأرضية (عطارد والزهرة والأرض والمريخ). هذه المركبات نادرة جدًا في الكون، حيث تشكل 0.6٪ فقط من كتلة السديم، لذلك لا يمكن للكواكب الأرضية أن تنمو بشكل كبير جدًا.[14] نمت الأجنّة الأرضية إلى حوالي 0.05 كتلة أرضيةM🜨، وتوقفت عن تراكم المادة بعد حوالي 100.000 سنة من تكوين الشمس؛ وسمحت التصادمات والاندماجات اللاحقة بين هذه الأجسام بحجم الكوكب للكواكب الأرضية بالنمو إلى أحجامها الحاليّة.[34]

عندما كانت الكواكب الأرضية تتشكل، ظلت مغمورة في قرص من الغاز والغبار. وكان الغاز مدعومًا جزئيًّا بالضغط وبالتالي لم يدور حول الشمس بالسرعة نفسها التي تدور بها الكواكب. وقد تسبب السحب الناتج، والأهم من ذلك، تفاعلات الجاذبية مع المواد المحيطة في انتقال الزخم الزاوي، ونتيجة لذلك، انتقلت الكواكب تدريجيًّا إلى مدارات جديدة. وتُظهر النماذج أن التغيرات في الكثافة ودرجة الحرارة في القرص قد حكمت معدل الهجرة هذا،[35][36] ولكن الاتجاه الشبكي للكواكب الداخلية هو أن تهاجر إلى الداخل مع تبديد القرص، تاركةً الكواكب في مداراتها الحاليّة.[37]

الكواكب العملاقة الأربعة في المجموعة الشمسيّة مُقارنةً بالشمس.

تشكلت الكواكب العملاقة (كوكب المشتري، وزحل، وأورانوس، ونبتون) أبعد من خط الصقيع، وهي النقطة بين مداري المريخ والمشتري حيث تكون المادة باردة بدرجة كافية لتبقى المركبات الجليدية المتطايرة صلبة. كان الجليد الذي شكل كواكب جوفيان (الكواكب العملاقة) أكثر وفرة من المعادن والسيليكات التي شكلت الكواكب الأرضية، مما سمح للكواكب العملاقة بالنمو بشكل كبير بما يكفي لالتقاط الهيدروجين والهيليوم، التي هي أخف العناصر وأكثرها وفرة.[14] وبقايا الحطام الذي لم يُكوّن كواكب، تجمّع ليصبح مناطق تكون حزام الكويكبات، و‌حزام كايبر، و‌سحابة أورط، تراكمت الكواكب الصغيرة وراء خط الصقيع حتى 4 M🜨 في غضون حوالي 3 ملايين سنة. اليوم، تشكل الكواكب الأربعة العملاقة أقل بقليل من 99٪ من الكتلة التي تدور حول الشمس.[b] ويعتقد النظريون أنه ليس من قبيل المصادفة أن كوكب المشتري يقع خلف خط الصقيع. نظرًا لأن خط الصقيع تراكم كميات كبيرة من الماء عن طريق التبخر من المواد الجليدية المتساقطة، فقد خلق منطقة ذات ضغط منخفض أدت إلى زيادة سرعة دوران جزيئات الغبار وأوقفت حركتها نحو الشمس. في الواقع، كان خط الصقيع بمثابة حاجز تسبب في تراكم المواد بسرعة عند ~ 5 وحدة فلكية من الشمس. اندمجت هذه المادة الزائدة في جنين كبير (أو لب) بترتيب 10 M🜨، والذي بدأ في تجميع غلاف عبر تراكم الغاز من القرص المحيط بمعدل متزايد باستمرار.[38][39] بمجرد أن أصبحت كتلة الغلاف مساوية للكتلة الأساسية الصلبة، استمر النمو بسرعة كبيرة ووصل إلى حوالي 150 كتلة أرضية ~ 105 سنوات بعد ذلك، ووصل في النهاية إلى 318 M🜨.[40] وربما كان زحل مدينًا بكتلته المنخفضة إلى حد كبير، وذلك لأنه تشكل بعد كوكب المشتري ببضعة ملايين من السنين، عندما كان هناك كمية أقل من الغاز المتاح للاستهلاك.[34][41]

نجوم تي التور مثل الشمس الفتية لديها رياحٌ نجميّة أقوى بكثير من النّجوم الأكبر سنًّا والأكثر استقرارًا، ويُعتقد أن أورانوس ونبتون قد تكوّنا بعد تكوّن كوكب المشتري وزحل، عندما دمرت الرياح الشمسيّة القويّة الكثير من مادة القرص. ونتيجةً لذلك، تراكم في تلك الكواكب القليل من الهيدروجين والهيليوم - ليس أكثر من 1 M🜨 لكل منهما. يُشار إلى أورانوس ونبتون أحيانًا باسم النّوى الفاشلة.[42] تكمن المُشكلة الرئيسية في نظريات تكوين هذه الكواكب في الجدول الزمنيّ لتكوينها. في المواقع الحالية، كان الأمر سيستغرق ملايين السنين حتى تتجمع النوى.[41] وهذا يعني أن أورانوس ونبتون ربما يكونا بالقرب من الشمس - بالقرب من أو حتى بين المشتري وزحل - ثم هاجرا لاحقًا أو طُردا إلى الخارج.[43] لم تكن الحركة في العصر الكوكبي كله داخلية نحو الشمس؛ اقترحت عينة ستارداست العائد من ويلد 2 أن المواد من التكوين المبكر للنظام الشمسي هاجرت من النظام الشمسي الداخلي الأكثرُ دِفئًا إلى منطقة حزام كايبر.[44]

بعد ما بين ثلاثة إلى عشرة ملايين سنة،[34] كانت الرياح الشمسيّة للشمس الفتية قد أزالت كل الغازات والغبار في قرص الكواكب الأولية، ونفخته في الفضاء بين النجمي، وبالتالي إنهاء نمو الكواكب.[45][46]

التطور اللاحق

رسم للنظام الشمسي (لا يعتمد على المقاييس الحقيقية) يُظهر الشمس والكواكب الداخلية وحزام الكويكبات والكواكب الخارجية وحزام كايبر وبلوتو (كان يُصنَّف سابقًا من ضمن الكواكب) ومذنّبًا.

كان يُعتقد في الأصل أن الكواكب قد تشكّلت في مداراتها الحاليّة أو بالقرب منها. وقد جرى التشكيك في هذا خلال السنوات العشرين الماضية. في الوقت الحالي، يعتقد العديد من علماء الكواكب أن النّظام الشمسيّ رُبّما بدا مُختلفًا تمامًا بعد تكوينه الأولي: عدة أجسام على الأقل بحجم عطارد كانت موجودة في النّظام الشمسيّ الداخليّ، وكان النّظام الشمسيّ الخارجيّ أكثر إحكامًا مما هو عليه الآن، وكان حزام كايبر أقرب بكثير إلى الشّمس.[47]

الكواكب الأرضية

المقالة الرئيسة: كوكب أرضي

في نهاية فترة تكوين الكواكب، كان النّظامُ الشّمسيُّ الداخليُّ مأهولًا بـ 50-100 أجنة كوكبية بحجم القمر إلى المريخ.[48][49] كان المزيد من النمو ممكنًا فقط لأن هذه الأجسام اصطدمت واندمجت، الأمر الذي استغرق أقل من 100 مليون سنة. كان من الممكن أن تتفاعل هذه الأجسام مع بعضها البعض من حيث الجاذبية، وتتجاذب في مدارات بعضها البعض حتى تصطدم، وتكبر حتى تشكلت الكواكب الأرضية الأربعة التي نعرفها اليوم وهي عطارد، و‌الزهرة، و‌الأرض و‌المريخ.[50] كما يُعتقد أيضًا أنّ أحد هذه الاصطدامات العملاقة قد شكل القمر، بينما أزال الآخر الغلاف الخارجي لعطارد.[51]

إحدى المُشكلات الّتي لم تُحل مع هذا النّموذج هي عدم تمكّنه من شرح كيف أنّ المدارات الأوليَّة للكواكب الأرضيَّة البدائيَّة، والتي كان من الضروري أن تكون شديدة الانحراف لتصطدم، أنتجت مدارات مستقرة بشكل ملحوظ وشبه دائرية التي لديها اليوم.[48] إحدى الفرضيات لهذا «الإغراق اللامركزي» هو أن الأرض تكوّنت في قرص غاز لم تطرده الشمس بعد. وكان من الممكن أن تؤدي «قوة الاحتكاك الديناميكي» لهذا الغاز المتبقي في النهاية إلى خفض طاقة الكواكب، وصقل مداراتها.[49] ومع ذلك، فإن مثل هذا الغاز، إذا كان موجودًا، كان سيمنع مدارات الكواكب الأرضيّة من أن تُصبح فوضويّة في المقام الأول.[34] وهُناك فرضيّة أخرى مفادها أنَّ سحب الجاذبية لم يحدث بين الكواكب والغازات المتبقيّة ولكن بين الكواكب والأجسام الصغيرة المتبقية. ومع تحرك الأجسام الكبيرة عبر حشد الأجسام الأصغر حجمًا، شكّلت الأجسام الأصغر حجمًا، التي اجتذبتها الجاذبيّة الكبيرة للكواكب، منطقة ذات كثافة أعلى، «إيقاظ الجاذبية»، في مسار الأجسام الأكبر. ونتيجةً لذلك، أدت الجاذبيّة المتزايدة للإيقاظ إلى إبطاء الأجسام الأكبر حجمًا إلى مدارات أكثر انتظامًا.[52]

حزام الكويكبات

المقالة الرئيسة: حزام الكويكبات
كويكبات النظام الشمسي الداخلي؛ واللون الأبيض هو حزام الكويكبات الذي يقع بين مدار المشتري والمريخ.
  الشمس
   طروادة المشتري
  مدارات الكواكب 		  حزام الكويكبات
  كويكبات هيلدا
  الكويكبات القريبة من الأرض

يُطلق على الحافة الخارجيّة للمنطقة الأرضيّة، بين 2 و4 وحدة فلكية من الشمس، مُسمى حزام الكويكبات. احتوى حزام الكويكبات في البداية على أكثر من مادة كافيّة لتكوين 2-3 كواكب شبيهة بالأرض، وفي الواقع، تشكّل عددٌ كبيرٌ من الكواكب المُصغّرة هناك. كما هو الحال مع الأرض، اندمجت الكواكب المُصغّرة في هذه المنطقة فيما بعد، وشكلت 20-30 كواكبًا أوليًّا بحجم 20-30 قمرًا إلى المريخ.[53] ومع ذلك، فإن قرب المشتري يعني أنه بعد تشكل هذا الكوكب، بعد 3 ملايين سنة شمسيّة، تغير تاريخ المنطقة بشكل كبير.[48] الرنين المداري مع المشتري وزحل قوية بشكل خاص في حزام الكويكبات، وبعثرت تفاعلات الجاذبيّة مع أجنة أكثر ضخامة العديد من الكواكب في منطقة الرنين، زادت جاذبية المشتري من سرعة الأجسام داخل هذه الرنين، مما تسبب في تحطيمها عند الاصطدام بأجسام أخرى، بدلاً من التراكم.[54] عندما هاجر كوكب المشتري إلى الداخل كان من الممكن أن يجتاح الرنين حزام الكويكبات، مما يثير ديناميكيًا الكويكبات ويزيد سرعاتها بالنسبة لبعضهم البعض. العمل التراكمي للرنين والأجنة إما نثر الكواكب الصغيرة بعيدًا عن حزام الكويكبات أو أثار ميولها المدارية وانحرافها.[53][55][56] طرد المشتري بعض هذه الأجنة الضخمة أيضًا، بينما قد يكون البعض الآخر قد هاجر إلى النظام الشمسي الداخلي ولعب دورًا في التراكم النهائي للكواكب الأرضية.[53][57][58][59]

خِلال فترة النضوب الأوليّة هذه، تركت تأثيرات الكواكب العملاقة وأجنّة الكواكب حزام الكويكبات بكتلة إجماليّة تعادل أقل من 1٪ من كتلة الأرض، وتتكون أساسًا من كواكب صغيرة.[55] لا يزال هذا أكبر من 10 إلى 20 مرة من الكتلة الحاليّة في الحزام الرئيسي، والتي تبلغ الآن حوالي 0.0005 M🜨.[60] يُعتقد أنّ فترة النضوب الثانويّة التي أدت إلى انخفاض حزام الكويكبات بالقرب من كتلته الحاليّة قد تبعتها عندما دخل كوكبي المشتري وزحل في رنين مداري مؤقت 2:1

رُبَّمَا لعبت فترة الاصطدامات العملاقة للنظام الشمسي الداخلي دورًا في حصول الأرض على محتواها المائي الحالي (~ 6 ×1021 كجم) من حزام الكويكبات المبكر. الماء متقلب جدًا بحيث لا يكون موجودًا عند تكوين الأرض ويجب أن توصيله لاحقًا من الأجزاء الخارجية الأكثر برودة من النظام الشمسي. من المحتمل أن الماء جرى توصيله عن طريق أجنة كوكبية وألقيت كواكب صغيرة من حزام الكويكبات بواسطة المشتري.[57] جرى اقتراح مجموعة من مذنبات الحزام الرئيسي التي اكتشفت في عام 2006 كمصدر محتمل لمياه الأرض.[61][62] في المقابل، لا تنتج المذنبات من حزام كايبر أو مناطق أبعد ما لا يزيد عن 6٪ من مياه الأرض.[63][64] تنص فرضية البانسبيرميا على أنّ الحياة نفسها رُبَّمَا ترسبت على الأرض بهذه الطّريقة، على الرغم من أنّ هذه الفكرة لم تلقَ قُبولًا على نطاقٍ واسع.[65]

الهجرة الكوكبية

المقالات الرئيسة: هجرة الكواكب ونموذج نيس وفرضية تغير الاتجاه الكبرى

وفقًا لفرضية السديم، قد يكون الكوكبان الخارجيان في «المكان الخطأ». يتواجد أورانوس و‌نبتون، المعروفان باسم «‌عمالقة الجليد» في منطقة الكثافة المنخفضة للسّديم الشّمسي والأزمنة المداريّة الأطول مما جعل تكوينهما غير مُحتمل إلى حد كبير.[66] وبدلاً من ذلك، يُعتقد أن الاثنين قد تشكّلا في مدارات بالقرب من كوكب المُشتري وزحل، المعروفين باسم «‌عمالقة الغاز»، حيث توفر المزيد من المواد، وقد هاجروا خارجًا إلى مواقعهم الحاليّة على مدى مئات الملايين من السنين.[42] تعد هجرة الكواكب الخارجية ضروريّة أيضًا لحساب وجود وخصائص المناطق الخارجيّة للنّظام الشّمسيّ.[43]

صورة توضح توزيع الأجرام في المنطقة الوراء نبتونية. حيث يبدو حزام الكويكبات بلون زهري، وأجرام القرص المبعثر بلون برتقالي وأجرام حزام كايبر بلون أخضر، أما سحابة أورط فهي بعيدة وكبيرة جدًا لكي توضع ضمن رسم بهذه المقاييس.

بعد نبتون، يستمر النّظام الشمسي في حزام كايبر، والقرص المتناثر، وسحابة أورط، وهي ثلاث مجموعات متفرقة من الأجسام الجليدية الصغيرة يعتقد أنها نقاط الأصل لمعظم المذنبات المرصودة. على مسافة بعيدة من الشمس، كان التراكم بطيئًا جدًا للسماح للكواكب بالتشكل قبل أن يتشتت السديم الشمسي، وبالتالي افتقر القرص الأولي إلى كثافة الكتلة الكافية للاندماج في كوكب.[66] يقع حزام كايبر بين 30 و55 وحدة فلكية من الشمس، بينما يمتد القرص المبعثر إلى أكثر من 100 وحدة فلكية، وتبدأ سحابة أورط البعيدة بحوالي 50000 وحدة فلكية.[67] في الأصل، كان حزام كايبر أكثر كثافة وأقرب إلى الشمس، مع حافة خارجية عند حوالي 30 وحدة فلكية. كان من الممكن أن تكون حافتها الداخلية وراء مداري أورانوس ونبتون، والتي كانت بدورها أقرب بكثير إلى الشمس عندما تشكلت (على الأرجح في نطاق 15-20 وحدة فلكية)، وفي 50٪ من عمليات المحاكاة انتهى بها الأمر في مواقع متقابلة، حيث كان أورانوس بعيدًا عن الشمس من نبتون.[63][68]

محاكاة تُظهر حزام كايبر والكواكب الخارجية: - أ - قبل أن يصل مقياس رنين زحل إلى 1:2 بالنسبة للمشتري. - ب -تبعثر أجرام حزام كايبر بعد هجرة نبتون. - جـ -بعد قذف أجرام حزام كايبر بواسطة المشتري. [69]

وفقًا لنموذج نيس، بعد تكوين النظام الشمسي، استمرت مدارات جميع الكواكب العملاقة في التغير ببطء، متأثرة بتفاعلها مع العدد الكبير من الكواكب الصغيرة المتبقية. بعد 500-600 مليون سنة (منذ حوالي 4 مليار سنة) سقط كوكب المشتري وزحل في صدى2: 1: دار زحل حول الشمس مرة واحدة لكل مدارين حول كوكب المشتري.[43] تسبب هذا الرنين في دفع جاذبية ضد الكواكب الخارجية، مما تسبب في اندفاع نبتون عبر أورانوس ودفعه إلى حزام كويبر القديم.[68] نثرت الكواكب غالبية الأجسام الجليدية الصغيرة إلى الداخل، بينما كانت تتحرك إلى الخارج. ثم تبعثرت هذه الكواكب الصغيرة بعيدًا عن الكوكب التالي الذي صادفته بطريقة مماثلة، حيث تحركت مدارات الكواكب إلى الخارج أثناء تحركها إلى الداخل. استمرت هذه العملية حتى تفاعلت الكواكب الصغيرة مع كوكب المشتري، الذي أرسلته جاذبيته الهائلة إلى مدارات إهليلجية للغاية أو حتى طردتها تمامًا من النظام الشمسي. تسبب هذا في تحرك المشتري للداخل قليلاً.[c] تلك الأجسام التي نثرها المشتري في مدارات إهليلجية عالية شكلت سحابة أورط. والأجسام المبعثرة بدرجة أقل بواسطة نبتون المهاجرة شكلت حزام كايبر الحالي والقرص المبعثر. يشرح هذا السيناريو الكتلة المنخفضة الحالية لحزام كايبر والقرص المتناثر. وأصبحت بعض الأجسام المتناثرة، بما في ذلك بلوتو، مرتبطة جاذبيًا بمدار نبتون، مما أجبرها على إحداث صدى متوسط الحركة.[70] في النهاية، أدى الاحتكاك داخل القرص الكوكبي إلى جعل مدارات أورانوس ونبتون دائرية مرة أخرى.[71]

على عكس الكواكب الخارجية، لا يُعتقد أن الكواكب الداخلية قد هاجرت بشكل كبير على مدى عمر النظام الشمسي، لأن مداراتها ظلت مستقرة بعد فترة التأثيرات العملاقة.[34]

وفي دراسة أجراها معهد ساوث ويست للأبحاث ، سان أنطونيو، تكساس، نُشرت في 6 يونيو 2011 تسمى «فرضية تغير الاتجاه الكبرى» للإجابة على سؤال هو لماذا ظهر كوكب المريخ صغيرًا جدًا مقارنة بالأرض؟ تقترح أن كوكب المشتري قد هاجر إلى الداخل إلى مسافة 1.5 وحدة فلكية من الشمس. وبعد أن تشكل زحل، وهاجر إلى الداخل، وأسس 2: 3 متوسط الرنين للحركة مع كوكب المشتري، تفترض الدراسة أن كلا الكوكبين قد هاجرا إلى مواقعهما الحالية. وبالتالي، فإن كوكب المشتري قد استهلك الكثير من المواد التي كانت ستخلق كوكبًا أكبر من المريخ. كما تعيد نفس عمليات المحاكاة إنتاج خصائص حزام الكويكبات الحديث، مع الكويكبات الجافة والأجسام الغنية بالمياه المشابهة للمذنبات.[72] ومع ذلك، فمن غير الواضح ما إذا كانت الظروف في السديم الشمسي ستسمح لكوكب المشتري وزحل بالعودة إلى مواقعهما الحالية، ووفقًا للتقديرات الحالية، يبدو أن هذا الاحتمال غير مرجح.[73] علاوة على ذلك، توجد تفسيرات بديلة للكتلة الصغيرة للمريخ.[74][75][76]

القصف الشديد المتأخر وبعده

المقالة الرئيسة: قصف شديد متأخر


فوهة بارينجر في ولاية أريزونا.أُحدثت منذ 50000 عام بواسطة مصادم حوالي 50 متر (160 قدم)، يظهر أن تراكم النظام الشمسي لم ينته بعد.

كان من الممكن أن يؤدي اضطراب الجاذبية من هجرة الكواكب الخارجية إلى إرسال أعداد كبيرة من الكويكبات إلى النظام الشمسي الداخلي، مما يؤدي إلى استنفاد الحزام الأصلي بشدة حتى وصل إلى الكتلة المنخفضة للغاية اليوم.[55] قد يكون هذا الحدث قد تسبب في القصف الشديد المتأخر الذي وقع منذ حوالي 4 مليارات سنة، بعد 500-600 مليون سنة من تشكيل النظام الشمسي.[63][77] استمرت هذه الفترة من القصف الشديد عدة مئات من ملايين السنين، وهي واضحة في الحفر التي لا تزال مرئية على الجثث الجيولوجية للنظام الشمسي الداخلي مثل القمر وعطارد.[78] يعود أقدم دليل معروف للحياة على الأرض إلى ما قبل 3.8 مليار سنة - تقريبًا بعد نهاية القصف الشديد المتأخر مُباشرةً.

يُعتقد أن التأثيرات جزء منتظم (وإن كان نادرًا حاليًّا) من تطور النظام الشمسي. يتضح استمرار حدوثها من خلال اصطدام المذنب شوميكر- ليفي 9 بالمشتري في عام 1994، وحدث اصطدام كوكب المشتري لعام 2009، وانفجار تونغوسكا، ونيزك تشيليابنسك، والصدمة التي أحدثت فوهة بارينجر في أريزونا. وبالتالي، فإن عملية التراكم ليست كاملة، وربما لا تزال تشكل تهديدًا للحياة على الأرض.[79][80]

على مدار تطور النظام الشمسي، طُردت المذنبات من النظام الشمسي الداخلي بفعل جاذبية الكواكب العملاقة، وأُرسل الآلاف منها إلى الخارج لتشكيل سحابة أورط، وهي سحابة كروية هائلة تحيط بالنظام الشمسي وتمتد لمسافة ثلاث سنوات ضوئية، وتقع على بعد حوالي 30 تريليون كيلومتر من الشمس، في النهاية، بعد حوالي 800 مليون سنة، بدأ اضطراب الجاذبية الناجم عن المد والجزر المجري، والنجوم المارة والسحب الجزيئية العملاقة في استنفاد السحابة، وإرسال المذنبات إلى النظام الشمسي الداخلي.[81] يبدو أيضًا أن تطور النظام الشمسي الخارجي قد تأثر بتجوية الفضاء من الرياح الشمسية والنيازك الدقيقة والمكونات المحايدة للوسط بين النجمي.[82]

كان تطور حزام الكويكبات بعد القصف الشديد المتأخر محكومًا بشكل أساسي بالاصطدامات. تمتلك الأجسام ذات الكتلة الكبيرة جاذبية كافية للاحتفاظ بأي مادة مقذوفة عن طريق الاصطدام العنيف، ولكن في حزام الكويكبات ليس هذا هو الحال عادة. ونتيجةً لذلك، تحطمت العديد من الأجسام الكبيرة، وأحيانًا شُكّلت أجسام جديدة من بقايا تصادمات أقل عنفًا. لا يمكن تفسير الأقمار حول بعض الكويكبات حاليًّا إلا على أنها تماسك للمواد بعيدًا عن الجسم الأصلي دون طاقة كافية للهروب تمامًا من جاذبيته.[83]

الأقمار

تصور لفرضية الاصطدام العملاق التي يعتقد أنه شكّل القمر.

ظهرت الأقمار حول معظم الكواكب والعديد من أجسام النظام الشمسي الأخرى. ونشأت هذه الأقمار الطبيعية وفقًا لواحدة من ثلاث آليات ممكنة:

  • التشكل المشترك من الأقراص المحيطة بالكواكب (فقط في حالة الكواكب العملاقة)
  • التشكل من الحطام الناتج عن الاصطدامات (في حالة الاصطدامات العملاقة بزاوية صغيرة)
  • أسر أحد الأجرام العابرة بفعل جاذبية الكوكب

يوجد للمشتري وزحل عدة أقمار ضخمة مثل آيو، ‌أوروبا، و‌غانيميد، و‌تيتان، والتي من الممكن أن تكون قد نشأت من الأقراص المحيطة بكل كوكب بنفس الطريقة التي تشكلت بها هذه الكواكب من القرص المحيط بالشمس.[84][85] يُستدل على هذه الآلية من خلال الحجم الضخم للقمر وقربه من الكوكب التابع له. ويستحيل تحقيق هاتين الصفتين بآلية الأسر، أو آلية التشكل من الحطام الناتج عن الاصطدامات بسبب الطبيعة الغازية لهذه الكواكب. تتسم الأقمار الخارجية لهذه الكواكب بصغر الحجم، والاختلاف المركزي لمداراتها مع عشوائية ميلها المداري. وتُشير هذه الصفات إلى كون هذه الأقمار أجرامًا مأسورة.[86] تدور أغلب هذه الأقمار حول كواكبها في اتجاه معاكس لاتجاه دوران الكواكب التي تتبعها. يعتبر القمر ترايتون التابع لكوكب نبتون أضخم هذه الأقمار المختلفة، والذي يُعتقد أنه جرم مأسور من حزام كايبر.[80]

نشأت الأقمار التابعة للكواكب الصخرية الصلبة بالمجموعة الشمسية من خلال آلية الاصطدمات العملاقة بالإضافة أيضًا إلى آلية الأسر بالجاذبية. يمتلك كوكب المريخ قمرين صغيرين، ديموس و‌فوبوس، ويُعتقد أنهما كويكبان مأسوران.[87] يظن العلماء أن قمر كوكب الأرض تشكل نتيجة اصطدام فردي عملاق.[88] ويمكن أن تصل كتلة الجرم المصطدم بالأرض وقتها إلى كتلة كوكب المريخ، ويُعتقد أن الاصطدام حدث عند نهاية فترة الاصطدامات العملاقة. أطلق هذا الاصطدام بعض المواد من وشاح الجرم المصطدم إلى مدار حول الأرض، والتي التحمت وتجمعت لتشكل القمر.[89] يحتمل أن يكون هذا الاصطدام آخر حدث اندماجي ساهم في تشكيل كوكب الأرض. وضع العلماء أيضًا فرضية تقترح تشكل جرمٍ بحجم كوكب المريخ عند أحد النقاط المتعادلة بين جاذبية الشمس والأرض، والمسماة نقاط لاغرانج، عند نقطة لاغرانج (L4) أو عند نقطة لاغرانج (L5) قبل أن ينجرف بعيدًا عن موقعه.[90] يُعتقد أن بعض الأقمار التابعة للأجرام ما بعد كوكب نبتون، مثل قمر شارون التابع للكوكب القزم بلوتو وقمر فانث التابع للكوكب القزم أوركوس، تكونت بفعل الاصطدامات العملاقة: وتعتبر الأنظمة القمرية «بلوتو-شارون» و«أوركوس-فانث» و«الأرض-القمر» أنظمةً غير عادية في المجموعة الشمسية التي تبلغ فيها كتلة القمر نحو 1% على الأقل من كتلة الجرم الأكبر.[91][92]

المستقبل

يقدر علماء الفلك أن الحالة الحالية للنظام الشمسي لن تتغير بشكل جذري حتى تدمج الشمس تقريبًا كل وقود الهيدروجين الموجود في مركزها في الهيليوم، لتبدأ تطورها من التسلسل الرئيسي لمخطط هيرتزبرونج-راسل إلى طور العملاق الأحمر. وسيستمر النظام الشمسي في التطور حتى ذلك الحين.

ثبات طويل الأمد

اتّسم النّظام الشمسيّ بالفوضى على مدى مليون ومليار سنة من النطاقات الزمنية،[93] مع فتح مدارات الكواكب لتغيرات طويلة المدى. أحد الأمثلة البارزة على هذه الفوضى هو نظام نبتون – بلوتو، الذي يقع في صدى مداري 3:2. على الرغم من أن الرنين نفسه سيظل مستقرًا، إلا أنه من المستحيل التنبؤ بموضع بلوتو بأي درجة من الدقة تزيد عن 10-20 مليون سنة «‌زمن ليابونوف» في المستقبل.[94] مثال آخر هو الميل المحوري للأرض، والذي، بسبب الاحتكاك المتزايد داخل وشاح الأرض عن طريق تفاعلات المد والجزر مع القمر انظر أدناه، لا يمكن حصره من نقطة ما بين 1.5 و4.5 مليار سنة من الآن.[95]

تكون مدارات الكواكب الخارجية فوضوية على نطاقات زمنية أطول، ويتراوح وقت ليابونوف بين 2 و230 مليون سنة.[96] وفي جميع الحالات، يعني هذا أن موضع كوكب على طول مداره يصبح مستحيل التنبؤ به يقينيًّا (لذلك، على سبيل المثال، يصبح توقيت الشتاء والصيف غير مؤكد)، ولكن في بعض الحالات قد تتغير المدارات نفسها بشكل كبير. تتجلى مثل هذه الفوضى بقوة على أنها تغيرات في الانحراف، حيث تصبح مدارات بعض الكواكب أكثر أو أقل بيضاوية.[97]

النظامُ الشمسيّ مستقرٌ نسبيًّا من ناحية أنه من غير المحتمل أن يصطدم أي من الكواكب مع بعضها البعض أويُمكن إخراجها من النّظام في مليارات السنوات القليلة القادمة.[96] وإلى أبعد من ذلك، في غضون خمسة مليار سنة أو نحو ذلك قد ينمو الانحراف اللامركزي للمريخ إلى حوالي 0.2، بحيث يقع على مدار معبر الأرض، مما يؤدي إلى تصادم محتمل. في نفس النطاق الزمني، قد ينمو انحراف عطارد أكثر، ويمكن أن يؤدي لقاء قريب مع كوكب الزهرة نظريًّا إلى طرده من النظام الشمسي تمامًا[93] أو إرساله في مسار تصادم مع كوكب الزهرة أو الأرض.[98] يمكن أن يحدث هذا في غضون مليار سنة، وفقًا لعمليات المحاكاة العددية التي يكون مدار عطارد فيها مضطربًا.[99]

الأقمار الصناعية والحلقات الطبيعية

إنّ تطور المدارات الطبيعية للكواكب مدفوع إلى حد كبير بقوى المد والجزر. ترجع ظاهرة المد والجزر إلى حقيقة أن القمر الصناعي الذي يدور في المدار يبذل قوة جاذبية أكبر على الجانب الآخر من جسمه الأصلي مقارنة بالجانب الآخر. إذا كان القمر يدور في نفس الاتجاه الذي يدور فيه الكوكب المداري، وفي نفس الوقت يدور هذا الكوكب بشكل أسرع من الفترة المدارية للقمر، فإن انتفاخ المد والجزر يستمر قبل القمر الذي يدور في المدار. ثم ينتقل الزخم الزاوي الخاص بالكوكب الأم الدوار إلى القمر الصناعي الذي يدور في المدار، والذي يكتسب بالتالي الطاقة ويدور بشكل حلزوني تدريجيًّا نحو الخارج، بينما يتباطأ دوران الكوكب الأم تدريجيًا.

تعتبر الأرض والقمر أحد الأمثلة على هذا التكوين. اليوم، القمر مُقيّد مدّياً على الأرض. إحدى دوراته حول الأرض (حاليًّا حوالي 29 يومًا) تساوي إحدى دوراته حول محوره، لذا فهو يظهر دائمًا وجهًا واحدًا للأرض. سيستمر القمر في الانحسار عن الأرض، وسيستمر دوران الأرض في التباطؤ تدريجيًّا. ومن الأمثلة الأخرى أقمار غاليليو لكوكب المشتري (بالإضافة إلى العديد من أقمار المشتري الأصغر)[100] ومعظم أقمار زحل الأكبر.[101]

نبتون وقمره ترايتون، التقطتهما فوياجر 2. سيأخذ مدار ترايتون في النهاية ضمن حدود روش الخاصة بنبتون، مما يؤدي إلى تمزيقه وربما تشكيل نظام حلقات جديد.

يحدث سيناريو مختلف عندما يكون القمر إما يدور حول الأساسي أسرع من الدورات الأولية، أو عندما يدور في الاتجاه المعاكس لدوران الكوكب. في هذه الحالات، يتأخر انتفاخ المد والجزر خلف القمر في مداره. في الحالة الأولى، ينعكس اتجاه نقل الزخم الزاوي، وبالتالي يزيد دوران السرعات الأولية بينما يتقلص مدار القمر الصناعي. في الحالة الأخيرة، يكون للزخم الزاوي للدوران والدوران إشارات معاكسة، لذلك يؤدي النقل إلى انخفاض في حجم كل منهما (يلغي كل منهما الآخر).[d] في كلتا الحالتين، يتسبب التسارع المدي في أن يدور القمر نحو المرحلة الأولية حتى يتمزق بسبب ضغوط المد والجزر، مما قد يؤدي إلى إنشاء نظام حلقة كوكبية، أو تصادمه في سطح الكوكب أو الغلاف الجوي. مثل هذا المصير ينتظر أقمار فوبوس المريخ (في حدود 30 إلى 50 مليون سنة)،[102] ترايتون نبتون (في 3.6 مليار سنة)،[103] وما لا يقل عن 16 قمرا صناعيا صغيرا من أورانوس ونبتون، وقد يصطدم ديسديمونا لأورانوس بأحد الأقمار المجاورة له.[104]

الاحتمال الثالث هو المكان الذي يتم فيه تقييد القمر الأساسي والقمر مع بعضهما البعض. في هذه الحالة، يبقى انتفاخ المد والجزر تحت القمر مباشرة، ولا يوجد انتقال للزخم الزاوي، ولن تتغير الفترة المدارية. يعتبر بلوتو وشارون مثالاً على هذا النوع من التكوين.[105]

لا يوجد إجماع على آلية تشكيل حلقات زحل. على الرغم من أن النماذج النظرية تشير إلى أن الحلقات من المحتمل أن تكون قد تشكلت في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي،[106] البيانات من المركبة الفضائية كاسيني-هويجنز إلى أنها تشكلت في وقت متأخر نسبيًا.[107]

الشمس وبيئات الكواكب

مع مرور الزمن وعلى المدى الطويل، ستأتي أكبر التغييرات في النظام الشمسي من التغيرات التي ستلحق بالشمس نفسها، فالشمس تحرق 600 مليون طن من ذرات الهيدروجين كل ثانية، وعند احتراق الهيدروجين يتمركز الهيليوم في نواتها تدريجيًّا حتى تنتهي كمية الهيدروجين الموجودة في النواة وتُستبدل بالهيليوم، أثناء هذه العملية تحدث تفاعلات الاندماج النووي السريع، وتصدر الشمس مزيدًا من الطاقة، وتصبح أكثر إشراقًا بنحو عشرة بالمئة كل 1.1 مليار سنة.[108]

في غضون 600 مليون سنة، سيكون سطوع الشمس قد عطل دورة الكربون على الأرض لدرجة أن الأشجار والغابات (ذات التمثيل الضوئي ثلاثي الكربون) لن تكون قادرة على البقاء؛ وفي حوالي 800 مليون سنة، ستكون الشمس قد قتلت جميع أشكال الحياة المعقدة على سطح الأرض وفي المحيطات، وفي غضون 1.1 مليار سنة، سوف يتسبب ناتج إشعاع الشمس المتزايد في تحرك المنطقة الصالحة للسكن على مدار كوكب الأرض، مما يجعل سطح الأرض شديد الحرارة بحيث لا يتواجد الماء السائل هناك بشكل طبيعي. في هذه المرحلة، ستختزل الحياة كلها إلى كائنات وحيدة الخلية.[109] يمكن أن يؤدي تبخر الماء، وهو أحد الغازات الدفيئة القوية، من سطح المحيطات إلى تسريع زيادة درجة الحرارة، مما قد يؤدي إلى إنهاء جميع أشكال الحياة على الأرض في وقت أقرب. خلال هذا الوقت، من المُتوقع أنه مع الارتفاع التدريجي في درجة حرارة سطح المريخ، سينطلق ثاني أكسيد الكربون والماء المتجمد حاليًّا تحت الثرى السطحي في الغلاف الجوي، مما يؤدي إلى ظاهرة الاحتباس الحراري التي ستسخن الكوكب حتى تصل إلى ظروف موازية للأرض اليوم. مما يوفر مسكنًا مستقبليًّا مُحتملاً مدى الحياة. وبحدود 3.5 مليار سنة من الآن، ستكون ظروف سطح الأرض مماثلة لتلك الموجودة في كوكب الزهرة اليوم.

الحجم النسبي للشمس كما هي الآن (داخلي) مقارنة بالحجم المستقبلي المقدر كعملاق أحمر.

في حول 5.4 مليار سنة من الآن، سيصبح لب الشمس ساخنًا بدرجة كافية لتحفيز اندماج الهيدروجين في غلافه المحيط، وسيؤدي هذا إلى تمدد الطبقات الخارجية للنجم بشكل كبير، وسيدخل النجم مرحلة من حياته يسمى فيها العملاق الأحمر.[16] ضمن 7.5 مليار سنة، ستتوسع الشمس إلى دائرة نصف قطرها 1.2 وحدة فلكية أي 256 ضعف حجمها الحالي. عند طرف فرع العملاقة الحمراء، ونتيجة لزيادة مساحة السطح بشكل كبير، سيكون سطح الشمس أكثر برودة (حوالي 2600 كيلو) من الآن وإضاءتها أعلى بكثير - تصل إلى 2700 اللمعان الشمسي الحالي. بالنسبة لجزء من حياتها العملاقة الحمراء، سيكون للشمس رياح نجمية قوية ستحمل حوالي 33٪ من كتلتها.[109][110] [16] خلال هذه الأوقات، من الممكن أن يتمكن قمر زحل تيتان من تحقيق درجات حرارة السطح اللازمة لدعم الحياة.[111]

مع توسع الشمس، سوف تبتلع الكواكب عطارد والزهرة.[112] مصير الأرض أقل وضوحا؛ على الرغم من أن الشمس ستغلف المدار الحالي للأرض، فإن فقدان النجم للكتلة (وبالتالي الجاذبية الأضعف) سيؤدي إلى تحرك مدارات الكواكب بعيدًا.[109] إذا كان الأمر كذلك فقط، فمن المحتمل أن ينجو كوكب الزهرة والأرض من الحتراق.[110] ولكن نشرت دراسة عام 2008 تشير إلى أنه من المحتمل ابتلاع الأرض نتيجة لتفاعلات المد والجزر مع الغلاف الخارجي الضعيف للشمس.

تدريجيًا، سيؤدي احتراق الهيدروجين في الغلاف المحيط بالنواة الشمسية إلى زيادة كتلة اللب حتى تصل إلى حوالي 45٪ من الكتلة الشمسية الحالية. عند هذه النقطة ستصبح الكثافة ودرجة الحرارة عالية جدًا بحيث يبدأ اندماج الهيليوم في الكربون، مما يؤدي إلى وميض الهيليوم؛ ستتقلص الشمس من حوالي 250 إلى 11 ضغف نصف قطرها الحالي (التسلسل الرئيسي). وبالتالي، سينخفض لمعانها من حوالي 3000 إلى 54 ضعف مستواها الحالي، وسترتفع درجة حرارة سطحها إلى حوالي 4770 كلفن. ستصبح الشمس عملاقًا أفقيًّا، تحرق الهيليوم في نواتها بطريقة مستقرة تشبه إلى حد كبير حرق الهيدروجين اليوم. ستستمر مرحلة صهر الهيليوم فقط 100 مليون سنة. وفي النهاية، سيتعين عليها أن تلجأ مرة أخرى إلى احتياطيات الهيدروجين والهيليوم في طبقاتها الخارجية وستتوسع مرة أخرى، وتتحول إلى ما يعرف باسم عملاق مقارب. هنا سيزداد لمعان الشمس مرة أخرى، ليصل إلى حوالي 2090 لمعانها الحالي، وسيبرد إلى حوالي 3500[109] تستمر هذه المرحلة حوالي 30 مليون سنة، وبعد ذلك، على مدار 100،000 سنة أخرى، فإن الطبقات الخارجية المتبقية للشمس سوف تتلاشى، مما يؤدي إلى طرد تيار واسع من المادة إلى الفضاء وتشكيل هالة تعرف باسم سديم كوكبي. ستحتوي المادة المقذوفة على الهيليوم والكربون الناتج عن تفاعلات الشمس النووية، مما يؤدي إلى استمرار تخصيب الوسط النجمي بالعناصر الثقيلة للأجيال القادمة من النجوم.

السديم الحلقي، سديم كوكبي مشابه لما ستصبح عليه الشمس.

هذا حدث سلميّ نسبيًا، لا يشبه أي مستعر أعظم، الشمس أصغر من أن تمر به كجزء من تطورها. أي مراقب حاضر ليشهد هذا الحدث سيرى زيادة هائلة في سرعة الرياح الشمسية، ولكن ليس بما يكفي لتدمير كوكب بالكامل. ومع ذلك، فإن فقدان النجم للكتلة يمكن أن يرسل مدارات الكواكب الباقية إلى حالة من الفوضى، مما يتسبب في اصطدام بعضها ببعض، وطرد البعض الآخر من النظام الشمسي، وتحطم البعض الآخر بسبب تفاعلات المد والجزر.[113] بعد ذلك، كل ما تبقى من الشمس هو قزم أبيض، جسم كثيف بشكل غير عادي، 54٪ من كتلته الأصلية ولكن فقط بحجم الأرض. في البداية، قد يكون هذا القزم الأبيض 100 مُضيئًا 100 مرة مثل الشمس الآن. وسوف تتكون بالكامل من مادة متحللة من الكربون و‌الأكسجين، ولكن لن يبلغ ارتفاع درجات الحرارة ما يكفي لصهر هذه العناصر. وهكذا تبرد الشمس القزمة البيضاء تدريجيًا وتزداد خفوتًا.

عندما تموت الشمس، تضعف قوة جاذبيتها للأجسام المدارية مثل الكواكب والمذنبات والكويكبات بسبب فقدان كتلتها، وستتوسع مدارات جميع الكواكب المتبقية؛ إذا كانت الزهرة والأرض والمريخ لا تزال موجودة، فإن مداراتها ستقع تقريبًا عند 1.4 وحدة فلكية (210,000,000 كـم)، و‌1.9 وحدة فلكية (280,000,000 كـم)، و‌2.8 وحدة فلكية (420,000,000 كـم). سيصبحون والكواكب الأخرى المتبقية هياكل مظلمة ومتجمدة وخالية تمامًا من أي شكل من أشكال الحياة.[110] سيستمرون في الدوران حول نجمهم، وتباطأت سرعتهم بسبب المسافة المتزايدة من الشمس وانخفاض جاذبية الشمس. بعد ملياري سنة، عندما تبرد الشمس إلى مدى 6000-8000 كلفن، سيتجمد الكربون والأكسجين في لب الشمس، مع أكثر من 90٪ من كتلته المتبقية بافتراض بنية بلورية.[114] في النهاية، بعد ما يقرب من 1 كوادريليون سنة، ستتوقف الشمس أخيرًا عن التألق تمامًا، لتصبح قزمًا أسود.[115]

تفاعل المجرة

أذرعة المجرة، وذراع الجبار هو القوس القصير بني اللون، وتقع عليه المجموعة الشمسية (أصفر)، متفرعا من ذراع رامي القوس، إلا أن بعض العلماء يراه جزءًا من ذراع حامل رأس الغول.

يسافر النظام الشمسي بمفرده عبر درب التبانة في مدار دائري حوالي 30000 سنوات ضوئية من مركز المجرة. سرعته حوالي 220 كم/ثانية، ولِيُكمل النظام الشمسيّ دورة واحدة حول مركز المجرة، يحتاج سنة مجرية، والتي تتراوح بين 220-250 مليون سنة أرضية. ومنذ تكوينه أكمل النظام الشمسي ما لا يقل عن 20 دورة من هذا القبيل.

تكهن العديد من العلماء بأن مسار النظام الشمسي عبر المجرة هو عامل في دورية الانقراضات الجماعية التي لوحظت في السجل الأحفوري للأرض. تفترض إحدى الفرضيات أن التذبذبات الرأسية التي تحدثها الشمس أثناء دورانها حول مركز المجرة تجعلها تمر بانتظام عبر المستوى المجري. عندما يخرجها مدار الشمس خارج قرص المجرة، يكون تأثير المد المجري أضعف؛ لأنها تدخل قرص المجرة مرة أخرى، كما يحدث كل 20-25 مليون سنة، يقع تحت تأثير «المد القرصي» الأقوى بكثير، والذي، وفقًا للنماذج الرياضية، يزيد من تدفق مذنبات سحابة أورط إلى النظام الشمسي بمقدار 4، مما يؤدي إلى زيادة هائلة في احتمالية حدوث تأثير مدمر.

ومع ذلك، يجادل آخرون بأن الشمس قريبة حاليًا من مستوى المجرة، ومع ذلك حدث الانقراض العظيم الأخير قبل 15 مليون سنة. لذلك، لا يمكن للوضع الرأسي للشمس أن يفسر بمفرده مثل هذه الانقراضات الدورية، وأن الانقراضات تحدث بدلًا من ذلك عندما تمر الشمس عبر الأذرع الحلزونية للمجرة. الأذرع الحلزونية ليست فقط موطنًا لأعداد أكبر من السحب الجزيئية، التي قد تؤدي جاذبيتها إلى تشويه سحابة أورط، ولكن أيضًا لتركيزات أعلى من العمالقة الزرقاء الساطعة، التي تعيش لفترات قصيرة نسبيًا ثم تنفجر بعنف على شكل مستعرات أعظم.[116]

تصادم المجرة واضطراب الكواكب

المقالة الرئيسة: اصطدام أندروميدا ودرب اللبانة
مجرة أندروميدا، النواة في الوسط والأذرع الحلزونية تشكل قرصًا، وتُرى تجمعات نجمية كروية حول القرص.

على الرغم من أن الغالبية العظمى من المجرات في الكون تبتعد عن درب التبانة، إلا إن مجرة أندروميدا، أكبر عضو في المجموعة المحلية من المجرات ، تتجه نحوها بسرعة حوالي 120 كم/ثانية. وفي غضون 4 مليارات سنة، ستصطدم أندروميدا مع مجرة درب التبانة، مما يتسبب في تشوه كليهما حيث تشوه قوى المد والجزر أذرعهما الخارجية إلى ذيول مدية واسعة. إذا حدث هذا الاضطراب الأولي، يحسب علماء الفلك فرصة بنسبة 12٪ لسحب النظام الشمسي للخارج إلى ذيل مجرة درب التبانة واحتمال 3٪ أن يصبح مرتبطًا جاذبيًا بأندروميدا وبالتالي جزءًا من تلك المجرة. بعد سلسلة أخرى من الضربات الخاطفة، والتي خلالها يرتفع احتمال طرد النظام الشمسي إلى 30٪، سوف تندمج الثقوب السوداء الهائلة للمجرات. في النهاية، في غضون 6 مليارات سنة، ستكمل مجرة درب التبانة وأندروميدا اندماجهما في مجرة إهليلجية عملاقة. أثناء الاندماج، إذا كان هناك ما يكفي من الغاز، فإن الجاذبية المتزايدة ستجبر الغاز على مركز المجرة الإهليلجية المتكونة. قد يؤدي هذا إلى فترة قصيرة من تكوين نجم مكثف يسمى انفجار نجمي. بالإضافة إلى ذلك، سوف يغذي الغاز المتساقط الثقب الأسود المتشكل حديثًا، ويحوله إلى نواة مجرية نشطة، ومن المحتمل أن تدفع قوة هذه التفاعلات النظام الشمسي إلى الهالة الخارجية للمجرة الجديدة، مما يتركه سليماً نسبيًّا من الإشعاع الناتج عن هذه الاصطدامات.[117]

من المفاهيم الخاطئة الشائعة أن هذا الاصطدام سيعطل مدارات الكواكب في النظام الشمسي. على الرغم من صحة أن جاذبية النجوم العابرة يمكن أن تفصل الكواكب إلى الفضاء بين النجوم، فإن المسافات بين النجوم كبيرة جدًا لدرجة أن احتمال حدوث تصادم مجرة درب التبانة - أندروميدا يسبب مثل هذا الاضطراب لأي نظام نجمي فردي لا يكاد يذكر. على الرغم من أن النظام الشمسي ككل يمكن أن يتأثر بهذه الأحداث، فمن غير المتوقع أن تتعرض الشمس والكواكب للاضطراب.

ومع ذلك، بمرور الوقت، تزداد الاحتمالية التراكمية لمصادفة نجم، ويصبح تعطيل الكواكب أمرًا لا مفر منه. بافتراض عدم حدوث سيناريوهات الانسحاق الشديد أو التمزق الأعظم لنهاية الكون، تشير الحسابات إلى أن جاذبية النجوم العابرة ستجرد الشمس الميّتة تمامًا من كواكبها المتبقية في غضون 1 كوادريليون (10 - 15) سنة. تشير هذه النقطة إلى نهاية النظام الشمسي. على الرغم من إمكانية بقاء الشمس والكواكب، إلا أن النظام الشمسي، كتفسير منطقيّ، سيتوقف عن الوجود.[118]

التسلسل الزمني

حُدد الإطار الزمني لتشكيل النظام الشمسي باستخدام التأريخ الإشعاعي. ويُقدر العلماء أن عُمر النظام الشمسي هو 4.6 مليار سنة. أقدم حبيبات معدنية معروفة على وجه الأرض هي حوالي 4.4 مليار سنة.[119] وصخور هذا العمر نادرة، حيث يُعاد تشكيل سطح الأرض باستمرار عن طريق التعرية، و‌البراكين، و‌الصفائح التكتونية. لتقدير عمر النظام الشمسي، يستخدم العلماء النيازك التي تكونت خلال التكثيف المبكر للسديم الشمسي. حيث عُثرَ على جميع النيازك تقريبًا بعمر 4.6 مليار سنة، مما يشير إلى أن النظام الشمسي يجب أن يكون قديمًا على الأقل.

كما أن دراسات الأقراص حول النجوم الأخرى قد فعلت الكثير لإنشاء إطار زمني لتشكيل النظام الشمسي. تحتوي النجوم التي يتراوح عمرها بين مليون وثلاثة ملايين سنة على أقراص غنية بالغاز ، بينما تحتوي الأقراص التي تدور حول النجوم على أكثر من 10 ملايين سنة لديها القليل من الغاز أو منعدمة، مما يشير إلى أن الكواكب العملاقة بداخلها قد توقفت عن التكون.[34]

الجدول الزمني لتطور النظام الشمسي

ملحوظة: جميع التواريخ والأوقات في هذا التسلسل الزمني تقريبية ويجب أن تؤخذ كمؤشر من حيث القيمة الأسية فقط.

التسلسل الزمني لتشكل وتطور المجموعة الشمسية
مرحلة الزمن منذ تشكل الشمس الزمن من الوقت الحاضر (تقريبي) الحدث
السديم الشمسي الأولي مليارات السنين قبل تكوين النظام الشمسي أكثر من 4.6 ب.س[ب] تعيش الأجيال السابقة من النجوم وتموت، وتضخ عناصر ثقيلة في الوسط البينجمي الذي تشكل منه النظام الشمسي.[17]
~ 50 مليون سنة قبل تكوين النظام الشمسي 4.6 ب.س إذا تشكل النظام الشمسي في منطقة تشكل النجوم تشبه سديم الجبار، فإن النجوم الأكثر ضخامة تتشكل وتعيش حياتها وتموت وتنفجر في مستعر أعظم. من المحتمل أن يؤدي أحد المستعرات الأعظمية، المسمى بالمستعر الأعظم البدائي، إلى تكوين النظام الشمسي.[20][21]
تكوين الشمس 0-100000 سنة 4.6 ب.س يتشكل السديم الشمسي الأولي ويبدأ في الانهيار. وتبدأ الشمس في التكون.[34]
100،000 - 50 مليون سنة 4.6 ب.س الشمس هي نجم تي الثور الأولي.[11]
100،000 - 10 مليون سنة 4.6 ب.س بحلول 10 ملايين سنة، انفجر الغاز الموجود في قرص الكواكب الأولية، ومن المحتمل أن يكون تكوين الكوكب الخارجي قد اكتمل.
10 مليون - 100 مليون سنة 4.5 - 4.6 ب.س تتشكل الكواكب الأرضية والقمر. تحدث تأثيرات عملاقة. توصيل المياه إلى الأرض.[63]
التسلسل الرئيسي 50 مليون سنة 4.5 ب.س تصبح الشمس نجمة التسلسل الرئيسي.[29]
200 مليون سنة 4.4 ب.س تشكلت أقدم الصخور المعروفة على الأرض.[119]
500 - 600 مليون سنة 4.0–4.1 ب.س يؤدي الرنين في مداري المشتري وزحل إلى تحريك نبتون إلى حزام كايبر. يحدث القصف الشديد المتأخر في النظام الشمسي الداخلي.
800 مليون سنة 3.8 ب.س أقدم حياة معروفة على وجه الأرض. وتصل سحابة أورط إلى الكتلة القصوى.[120]
4.6 مليار سنة اليوم الشمس نجمة التسلسل الرئيسية.[108]
6 مليارات سنة 1.4 مليار سنة في المستقبل تتحرك المنطقة الصالحة للسكن للشمس خارج مدار الأرض، وربما تتحول إلى مدار المريخ.
7 مليارات سنة 2.4 مليار سنة في المستقبل تبدأ مجرة درب التبانة ومجرة أندروميدا في الاصطدام. وهُناك احتمال ضئيل في أن تلتقط أندروميدا النظام الشمسي قبل أن تندمج المجرتان تمامًا.
التسلسل اللاحق الرئيسي 10 مليارات - 12 مليار سنة 5-7 مليار سنة في المستقبل تصهر الشمس كل الهيدروجين في اللب وتبدأ في حرق الهيدروجين في غلاف يحيط بجوهرها، وبالتالي إنهاء حياة التسلسل الرئيسي، ثم تبدأ الشمس في الصعود إلى الفرع الأحمر العملاق من مخطط هيرتزبرونج - راسل، وتزداد سطوعًا بشكل كبير (بمعامل يصل إلى 2700)، وأكبر (بعامل يصل إلى 250 في نصف القطر)، وأكثر برودة (حتى 2600 كلفن): والشمس الآن عملاق أحمر، يبتلع عطارد والزهرة وربما الأرض.[109][110] خلال هذا الوقت، قد يصبح قمر زحل تيتان صالحًا للسكن.[111]
~ 12 مليار سنة ~ 7 مليارات سنة في المستقبل تمر الشمس عبر مراحل الفروع الأفقية و‌الفروع العملاقة التي تحرق الهيليوم، مما يفقد ما يقرب من 30 ٪ من كتلته في جميع مراحل ما بعد التسلسل الرئيسي. تنتهي مرحلة الفروع العملاقة المقاربة بطرد طبقات الشمس الخارجية كسديم كوكبي، تاركًا اللب الكثيف للشمس خلفه كقزم أبيض.
الشمس المتبقية ~ 1 كوادريليون سنة (10 - 15 سنة) ~ 1 كوادريليون سنة في المستقبل تبرد الشمس إلى 5 كلفن. جاذبية النجوم العابرة على فصل الكواكب عن المدارات. النظام الشمسي لم يعد موجودًا.[118]

انظر أيضًا

ملاحظات

  1. ^ فرسخ فلكي (بارسيك): هي وحدة مسافة يستعملها الفلكيون لقياس المسافات الكبيرة للأجرام الفلكية خارج النظام الشمسي. 1 فرسخ فلكي يساوي 3,26 سنة ضوئية (31 تريليون كيلومتر أو 19 تريليون ميل)، كما أن فرسخ فلكي يُساوي بالضبط 648000/π وحدة فلكية أو تقريبا 3.08567758149137×1016 متر (استنادا إلى تعريف الاتحاد الفلكي الدولي لعام 2012 للوحدة الفلكية).[12][13]
  2. ^ ب.س (بالإنجليزية: Bya)‏ وحدة زمنية تعني «قبل بليون سنة» «(بالإنجليزية: billion years ago)‏»، وتُستخدم هذه الوحدة للإشارة إلى طول الوقت قبل الحاضر في 10 9 سنوات. غالبًا ما تستخدم في علوم الفلك والجيولوجيا وعلم الأحياء القديمة.

المراجع

  1. ^ Audrey Bouvier؛ Meenakshi Wadhwa (2010). "The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion". Nature Geoscience. ج. 3 ع. 9: 637–641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. DOI:10.1038/NGEO941.
  2. ^ Gomes, R.؛ Levison, Harold F.؛ Tsiganis, K.؛ Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature. ج. 435 ع. 7041: 466–9. Bibcode:2005Natur.435..466G. DOI:10.1038/nature03676. PMID:15917802.
  3. ^ Freeman Dyson (يوليو 1979). "Time Without End: Physics and Biology in an open universe". Reviews of Modern Physics. Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey. ج. 51 ع. 3: 447–460. Bibcode:1979RvMP...51..447D. DOI:10.1103/RevModPhys.51.447.
  4. ^ "Solar system". Merriam Webster Online Dictionary. 2008. مؤرشف من الأصل في 2019-06-22. اطلع عليه بتاريخ 2008-04-15.
  5. ^ "Solar". etymoline. مؤرشف من الأصل في 2020-07-24. اطلع عليه بتاريخ 2008-04-15.
  6. ^ Webster's 9th New Collegiate Dictionary
  7. ^ Michael Mark Woolfson (1984). "Rotation in the Solar System". Philosophical Transactions of the Royal Society. ج. 313 ع. 1524: 5–18. Bibcode:1984RSPTA.313....5W. DOI:10.1098/rsta.1984.0078.
  8. ^ Nigel Henbest (1991). "Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table". New Scientist. مؤرشف من الأصل في 2020-01-23. اطلع عليه بتاريخ 2008-04-18. {{استشهاد ويب}}: |archive-date= / |archive-url= timestamp mismatch (مساعدة)
  9. ^ David Whitehouse (2005). The Sun: A Biography. John Wiley and Sons. ISBN:978-0-470-09297-2. {{استشهاد بكتاب}}: تحقق من التاريخ في: |السنة= لا يطابق |تاريخ= (مساعدة)
  10. ^ Simon Mitton (2005). "Origin of the Chemical Elements". Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum. ص. 197–222. ISBN:978-1-85410-961-3.
  11. ^ ا ب ج Thierry Montmerle؛ Jean-Charles Augereau؛ Marc Chaussidon (2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Springer. ج. 98 ع. 1–4: 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. DOI:10.1007/s11038-006-9087-5.
  12. ^ Cox، Arthur N.، المحرر (2000). Allen's Astrophysical Quantities (ط. 4th). New York: AIP Press / Springer. Bibcode:2000asqu.book.....C. ISBN:0387987460.
  13. ^ Binney، James؛ Tremaine، Scott (2008). Galactic Dynamics (ط. 2nd). Princeton, NJ: Princeton University Press. Bibcode:2008gady.book.....B. ISBN:978-0-691-13026-2.
  14. ^ ا ب ج د Ann Zabludoff (Spring 2003). "Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System". اطلع عليه بتاريخ 2006-12-27.
  15. ^ J. J. Rawal (1986). "Further Considerations on Contracting Solar Nebula". Springer Netherlands. Nehru Planetarium, Bombay India. ج. 34 ع. 1: 93–100. Bibcode:1986EM&P...34...93R. DOI:10.1007/BF00054038.
  16. ^ ا ب ج Zeilik & Gregory 1998.
  17. ^ ا ب Charles H. Lineweaver (2001). "An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect". Icarus. ج. 151 ع. 2: 307–313. arXiv:astro-ph/0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. DOI:10.1006/icar.2001.6607.
  18. ^ Audrey Bouvier؛ Meenakshi Wadhwa (2010). "The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion". Nature Geoscience. ج. 3 ع. 9: 637–641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. DOI:10.1038/NGEO941.
  19. ^ Williams، J. (2010). "The astrophysical environment of the solar birthplace". Contemporary Physics. ج. 51 ع. 5: 381–396. arXiv:1008.2973. Bibcode:2010ConPh..51..381W. DOI:10.1080/00107511003764725.
  20. ^ ا ب J. Jeff Hester؛ Steven J. Desch؛ Kevin R. Healy؛ Laurie A. Leshin (21 مايو 2004). "The Cradle of the Solar System". Science. ج. 304 ع. 5674: 1116–1117. Bibcode:2004Sci...304.1116H. DOI:10.1126/science.1096808. PMID:15155936. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-08.
  21. ^ ا ب Martin Bizzarro؛ David Ulfbeck؛ Anne Trinquier؛ Kristine Thrane؛ James N. Connelly؛ Bradley S. Meyer (2007). "Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk". Science. ج. 316 ع. 5828: 1178–1181. Bibcode:2007Sci...316.1178B. DOI:10.1126/science.1141040. PMID:17525336.
  22. ^ Morgan Kelly. "Slow-Moving Rocks Better Odds That Life Crashed to Earth from Space". News at Princeton. مؤرشف من الأصل في 2019-12-16. اطلع عليه بتاريخ 2012-09-24.
  23. ^ Simon F. Portegies Zwart (2009). "The Lost Siblings of the Sun". Astrophysical Journal. ج. 696 ع. L13–L16: L13–L16. arXiv:0903.0237. Bibcode:2009ApJ...696L..13P. DOI:10.1088/0004-637X/696/1/L13.
  24. ^ Nathan A. Kaib؛ Thomas Quinn (2008). "The formation of the Oort cloud in open cluster environments". Icarus. ج. 197 ع. 1: 221–238. arXiv:0707.4515. Bibcode:2008Icar..197..221K. DOI:10.1016/j.icarus.2008.03.020.
  25. ^ Jane S. Greaves (2005). "Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems". Science. ج. 307 ع. 5706: 68–71. Bibcode:2005Sci...307...68G. DOI:10.1126/science.1101979. PMID:15637266.
  26. ^ Caffe, M. W.؛ Hohenberg, C. M.؛ Swindle, T. D.؛ Goswami, J. N. (1 فبراير 1987). "Evidence in meteorites for an active early sun". Astrophysical Journal Letters. ج. 313: L31–L35. Bibcode:1987ApJ...313L..31C. DOI:10.1086/184826.
  27. ^ Deborah L. Padgett؛ Wolfgang Brandner؛ Karl R. Stapelfeldt (مارس 1999). "Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars". The Astronomical Journal. ج. 117 ع. 3: 1490–1504. arXiv:astro-ph/9902101. Bibcode:1999AJ....117.1490P. DOI:10.1086/300781. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  28. ^ M. Küker؛ T. Henning؛ G. Rüdiger (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems" (PDF). Astrophysical Journal. ج. 589 ع. 1: 397–409. Bibcode:2003ApJ...589..397K. DOI:10.1086/374408. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-07.
  29. ^ ا ب Sukyoung Yi؛ Pierre Demarque؛ Yong-Cheol Kim؛ Young-Wook Lee؛ Chang H. Ree؛ Thibault Lejeune؛ Sydney Barnes (2001). "Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Isochrones for Solar Mixture". Astrophysical Journal Supplement. ج. 136 ع. 2: 417–437. arXiv:astro-ph/0104292. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. DOI:10.1086/321795.
  30. ^ Zeilik & Gregory 1998
  31. ^ A. P. Boss؛ R. H. Durisen (2005). "Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation". The Astrophysical Journal. ج. 621 ع. 2: L137–L140. arXiv:astro-ph/0501592. Bibcode:2005ApJ...621L.137B. DOI:10.1086/429160.
  32. ^ Boss, A. P.؛ Durisen، R. H. (2005). "Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation". The Astrophysical Journal. ج. 621: L137. DOI:10.1086/429160.
  33. ^ P. Goldreich؛ W. R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". Astrophysical Journal. ج. 183: 1051. Bibcode:1973ApJ...183.1051G. DOI:10.1086/152291.
  34. ^ ا ب ج د ه و ز Douglas N. C. Lin (مايو 2008). "The Genesis of Planets". Scientific American. ج. 298 ع. 5: 50–59. Bibcode:2008SciAm.298e..50C. DOI:10.1038/scientificamerican0508-50. PMID:18444325. مؤرشف من الأصل (fee required) في 2020-08-16.
  35. ^ D'Angelo، G.؛ Lubow, S. H. (2010). "Three-dimensional Disk-Planet Torques in a Locally Isothermal Disk". The Astrophysical Journal. ج. 724 ع. 1: 730–747. arXiv:1009.4148. Bibcode:2010ApJ...724..730D. DOI:10.1088/0004-637X/724/1/730.
  36. ^ Lubow، S. H.؛ Ida, S. (2011). "Planet Migration". في S. Seager. (المحرر). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. ص. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L.
  37. ^ Staff (12 يناير 2010). "How Earth Survived Birth". Astrobiology Magazine. مؤرشف من الأصل في 2020-07-15. اطلع عليه بتاريخ 2010-02-04.
  38. ^ Ayliffe، B.؛ Bate, M. R. (2009). "Gas accretion on to planetary cores: three-dimensional self-gravitating radiation hydrodynamical calculations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 393 ع. 1: 49–64. arXiv:0811.1259. Bibcode:2009MNRAS.393...49A. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.14184.x.
  39. ^ D'Angelo، G.؛ Bodenheimer, P. (2013). "Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. ج. 778 ع. 1: 77 (29 pp.). arXiv:1310.2211. Bibcode:2013ApJ...778...77D. DOI:10.1088/0004-637X/778/1/77.
  40. ^ Lissauer، J. J.؛ Hubickyj, O.؛ D'Angelo, G.؛ Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". Icarus. ج. 199 ع. 2: 338–350. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. DOI:10.1016/j.icarus.2008.10.004.
  41. ^ ا ب D'Angelo، Gennaro؛ Durisen، Richard H.؛ Lissauer، Jack J. (ديسمبر 2010). "Giant Planet Formation". في Seager (المحرر). Exoplanets. University of Arizona Press. ص. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN:978-0-8165-2945-2.
  42. ^ ا ب Thommes, E. W.؛ Duncan, M. J.؛ Levison, Harold F. (2002). "The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". Astronomical Journal. ج. 123 ع. 5: 2862–2883. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. DOI:10.1086/339975.
  43. ^ ا ب ج Levison، Harold F.؛ Morbidelli، Alessandro؛ Van Laerhoven، Christa (2007). "Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune". Icarus. ج. 196 ع. 1: 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. DOI:10.1016/j.icarus.2007.11.035. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  44. ^ Emily Lakdawalla (2006). "Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender". The Planetary Society. مؤرشف من الأصل في 2020-07-15. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-02.
  45. ^ B. G. Elmegreen (1979). "On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind". Astronomy & Astrophysics. ج. 80 ع. 1: 77. Bibcode:1979A&A....80...77E.
  46. ^ Heng Hao (24 نوفمبر 2004). "Disc-Protoplanet interactions" (PDF). Harvard University. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2006-09-07. اطلع عليه بتاريخ 2006-11-19.
  47. ^ Mike Brown. "Dysnomia, the moon of Eris". Personal web site. مؤرشف من الأصل في 2020-09-01. اطلع عليه بتاريخ 2008-02-01.
  48. ^ ا ب ج Petit، Jean-Marc؛ Morbidelli، Alessandro (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus. ج. 153 ع. 2: 338–347. Bibcode:2001Icar..153..338P. DOI:10.1006/icar.2001.6702. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-02.
  49. ^ ا ب Junko Kominami؛ Shigeru Ida (2001). "The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets". Icarus. Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo, Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo. ج. 157 ع. 1: 43–56. Bibcode:2002Icar..157...43K. DOI:10.1006/icar.2001.6811.
  50. ^ Dr. James Schombert (2004). "Primary Atmospheres (Astronomy 121: Lecture 14 Terrestrial Planet Atmospheres)". Department of Physics University of Oregon. مؤرشف من الأصل في 2018-01-20. اطلع عليه بتاريخ 2009-12-22. {{استشهاد ويب}}: روابط خارجية في |مؤلف= (مساعدة)؛Course materials on "mass-radius relationships" in planetary formation. نسخة محفوظة 22 ديسمبر 2017 على موقع واي باك مشين.؛Khan، Amina (4 نوفمبر 2013). "Milky Way may host billions of Earth-size planets". لوس أنجلوس تايمز. مؤرشف من الأصل في 2014-02-05. اطلع عليه بتاريخ 2013-11-05.؛Douglas N. C. Lin (مايو 2008). "The Genesis of Planets" (fee required). Scientific American. ج. 298 ع. 5: 50–59. Bibcode:2008SciAm.298e..50C. DOI:10.1038/scientificamerican0508-50. PMID:18444325.
  51. ^ Sean C. Solomon (2003). "Mercury: the enigmatic innermost planet". Earth and Planetary Science Letters. ج. 216 ع. 4: 441–455. Bibcode:2003E&PSL.216..441S. DOI:10.1016/S0012-821X(03)00546-6.
  52. ^ Peter Goldreich؛ Yoram Lithwick؛ Re'em Sari (10 أكتوبر 2004). "Final Stages of Planet Formation". The Astrophysical Journal. ج. 614 ع. 1: 497–507. arXiv:astro-ph/0404240. Bibcode:2004ApJ...614..497G. DOI:10.1086/423612.
  53. ^ ا ب ج Bottke, William F.؛ Durda, Daniel D.؛ Nesvorny, David (2005). "Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion" (PDF). Icarus. ج. 179 ع. 1: 63–94. Bibcode:2005Icar..179...63B. DOI:10.1016/j.icarus.2005.05.017. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-16. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  54. ^ R. Edgar؛ P. Artymowicz (2004). "Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 354 ع. 3: 769–772. arXiv:astro-ph/0409017. Bibcode:2004MNRAS.354..769E. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-11. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-12.
  55. ^ ا ب ج O'Brien, David؛ Morbidelli, Alessandro؛ Bottke, William F. (2007). "The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited" (PDF). Icarus. ج. 191 ع. 2: 434–452. Bibcode:2007Icar..191..434O. DOI:10.1016/j.icarus.2007.05.005. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-16.
  56. ^ Beatty، Kelly. "Our "New, Improved" Solar System". Sky & Telescope. مؤرشف من الأصل في 2019-07-09. اطلع عليه بتاريخ 2015-11-04.
  57. ^ ا ب Sean N. Raymond؛ Thomas Quinn؛ Jonathan I. Lunine (2007). "High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability". Astrobiology. ج. 7 ع. 1: 66–84. arXiv:astro-ph/0510285. Bibcode:2007AsBio...7...66R. DOI:10.1089/ast.2006.06-0126. PMID:17407404.
  58. ^ Susan Watanabe (20 يوليو 2001). "Mysteries of the Solar Nebula". NASA. مؤرشف من الأصل في 2012-08-24. اطلع عليه بتاريخ 2007-04-02.
  59. ^ Choi، Charles Q. "Jupiter's 'Smashing' Migration May Explain Our Oddball Solar System". Space.com. مؤرشف من الأصل في 2019-10-02. اطلع عليه بتاريخ 2015-11-04.؛Zubritsky، Elizabeth. "Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System". ناسا. مؤرشف من الأصل في 2017-03-01. اطلع عليه بتاريخ 2015-11-04.؛R. Edgar؛ P. Artymowicz (2004). "Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 354 ع. 3: 769–772. arXiv:astro-ph/0409017. Bibcode:2004MNRAS.354..769E. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-12.؛Bottke, William F.؛ Durda, Daniel D.؛ Nesvorny, David (2005). "Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion" (PDF). Icarus. ج. 179 ع. 1: 63–94. Bibcode:2005Icar..179...63B. DOI:10.1016/j.icarus.2005.05.017. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)؛Sean N. Raymond؛ Thomas Quinn؛ Jonathan I. Lunine (2007). "High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability". Astrobiology. ج. 7 ع. 1: 66–84. arXiv:astro-ph/0510285. Bibcode:2007AsBio...7...66R. DOI:10.1089/ast.2006.06-0126. PMID:17407404.؛Susan Watanabe (20 يوليو 2001). "Mysteries of the Solar Nebula". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2007-04-02.
  60. ^ Georgij A. Krasinsky؛ Elena V. Pitjeva؛ M. V. Vasilyev؛ E. I. Yagudina (يوليو 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus. ج. 158 ع. 1: 98–105. Bibcode:2002Icar..158...98K. DOI:10.1006/icar.2002.6837.
  61. ^ Henry H. Hsieh؛ David Jewitt (23 مارس 2006). "A Population of Comets in the Main Asteroid Belt". Science. ج. 312 ع. 5773: 561–563. Bibcode:2006Sci...312..561H. DOI:10.1126/science.1125150. PMID:16556801. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-08.
  62. ^ Francis Reddy (2006). "New comet class in Earth's backyard". astronomy.com. مؤرشف من الأصل في 2020-08-12. اطلع عليه بتاريخ 2008-04-29.
  63. ^ ا ب ج د Gomes, R.؛ Levison, Harold F.؛ Tsiganis, K.؛ Morbidelli, Alessandro (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature. ج. 435 ع. 7041: 466–9. Bibcode:2005Natur.435..466G. DOI:10.1038/nature03676. PMID:15917802.
  64. ^ Morbidelli, Alessandro؛ Chambers, J.؛ Lunine, J. I.؛ Petit, Jean-Marc؛ Robert, F.؛ Valsecchi, Giovanni B.؛ Cyr, K. E. (2000). "Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth". Meteoritics & Planetary Science. ج. 35 ع. 6: 1309–1320. Bibcode:2000M&PS...35.1309M. DOI:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x. ISSN:1086-9379.
  65. ^ Florence Raulin-Cerceau؛ Marie-Christine Maurel؛ Jean Schneider (1998). "From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life". Origins of Life and Evolution of Biospheres. ج. 28 ع. 4/6: 597–612. DOI:10.1023/A:1006566518046. PMID:11536892.
  66. ^ ا ب G. Jeffrey Taylor (21 أغسطس 2001). "Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. مؤرشف من الأصل في 2020-09-01. اطلع عليه بتاريخ 2008-02-01.
  67. ^ Morbidelli. "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". {{استشهاد بأرخايف}}: الوسيط |arxiv= مطلوب (مساعدة)
  68. ^ ا ب Tsiganis، K.؛ Gomes، R.؛ Morbidelli، A.؛ F. Levison، H. (2005). "Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System" (PDF). Nature. ج. 435 ع. 7041: 459–461. Bibcode:2005Natur.435..459T. DOI:10.1038/nature03539. PMID:15917800. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-08.
  69. ^ R. Gomes؛ H. F. Levison؛ K. Tsiganis؛ A. Morbidelli (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets". Nature. ج. 435 ع. 7041: 466–9. Bibcode:2005Natur.435..466G. DOI:10.1038/nature03676. PMID:15917802.
  70. ^ R. Malhotra (1995). "The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune". Astronomical Journal. ج. 110: 420. arXiv:astro-ph/9504036. Bibcode:1995AJ....110..420M. DOI:10.1086/117532.
  71. ^ M. J. Fogg؛ R. P. Nelson (2007). "On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems". Astronomy & Astrophysics. ج. 461 ع. 3: 1195–1208. arXiv:astro-ph/0610314. Bibcode:2007A&A...461.1195F. DOI:10.1051/0004-6361:20066171.
  72. ^ Walsh, K. J.؛ Morbidelli, Alessandro؛ Raymond, S. N.؛ O'Brien, D. P.؛ Mandell, A. M. (2011). "A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration". Nature. ج. 475 ع. 7355: 206–209. arXiv:1201.5177. Bibcode:2011Natur.475..206W. DOI:10.1038/nature10201. PMID:21642961.
  73. ^ D'Angelo، G.؛ Marzari, F. (2012). "Outward Migration of Jupiter and Saturn in Evolved Gaseous Disks". The Astrophysical Journal. ج. 757 ع. 1: 50 (23 pp.). arXiv:1207.2737. Bibcode:2012ApJ...757...50D. DOI:10.1088/0004-637X/757/1/50.
  74. ^ Chambers، J. E. (2013). "Late-stage planetary accretion including hit-and-run collisions and fragmentation". Icarus. ج. 224 ع. 1: 43–56. Bibcode:2013Icar..224...43C. DOI:10.1016/j.icarus.2013.02.015.
  75. ^ Izidoro، A.؛ Haghighipour, N.؛ Winter, O. C.؛ Tsuchida, M. (2014). "Terrestrial Planet Formation in a Protoplanetary Disk with a Local Mass Depletion: A Successful Scenario for the Formation of Mars". The Astrophysical Journal. ج. 782 ع. 1: 31, (20 pp.). arXiv:1312.3959. Bibcode:2014ApJ...782...31I. DOI:10.1088/0004-637X/782/1/31.
  76. ^ Fischer، R. A.؛ Ciesla, F. J. (2014). "Dynamics of the terrestrial planets from a large number of N-body simulations". Earth and Planetary Science Letters. ج. 392: 28–38. Bibcode:2014E&PSL.392...28F. DOI:10.1016/j.epsl.2014.02.011.
  77. ^ Kathryn Hansen (2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. مؤرشف من الأصل في 2020-09-02. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-22.
  78. ^ "Chronology of Planetary surfaces". NASA History Division. مؤرشف من الأصل في 2020-08-21. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-13.
  79. ^ Clark R. Chapman (1996). "The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash" (PDF). Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien. ج. 53: 51–54. ISSN:0016-7800. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2008-09-10. اطلع عليه بتاريخ 2008-05-06.
  80. ^ ا ب Craig B. Agnor؛ Hamilton P. Douglas (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter" (PDF). Nature. ج. 441 ع. 7090: 192–194. Bibcode:2006Natur.441..192A. DOI:10.1038/nature04792. PMID:16688170. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2007-06-21.
  81. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue أرخايف:[1].
  82. ^ Beth E. Clark؛ Robert E. Johnson (1996). "Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space". Eos, Transactions, American Geophysical Union. ج. 77 ع. 15: 141. Bibcode:1996EOSTr..77Q.141C. DOI:10.1029/96EO00094. مؤرشف من الأصل في 2008-03-06. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-13.
  83. ^ H. Alfvén؛ G. Arrhenius (1976). "The Small Bodies". SP–345 Evolution of the Solar System. NASA. مؤرشف من الأصل في 2020-08-21. اطلع عليه بتاريخ 2007-04-12.
  84. ^ D'Angelo، G.؛ Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. ج. 806 ع. 1: 29pp. arXiv:1504.04364. Bibcode:2015ApJ...806..203D. DOI:10.1088/0004-637X/806/2/203.
  85. ^ N. Takato؛ S. J. Bus (2004). "Detection of a Deep 3-m Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV)". Science. ج. 306 ع. 5705: 2224–7. Bibcode:2004Sci...306.2224T. DOI:10.1126/science.1105427. PMID:15618511. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)

    See also Fraser Cain (24 ديسمبر 2004). "Jovian Moon Was Probably Captured". Universe Today. مؤرشف من الأصل في 2008-01-30. اطلع عليه بتاريخ 2008-04-03.
  86. ^ Scott S. Sheppard. "The Giant Planet Satellite and Moon Page". Personal web page. مؤرشف من الأصل في 2008-03-11. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-13.
  87. ^ Zeilik & Gregory 1998، صفحات 118–120.
  88. ^ D. J. Stevenson (1987). "Origin of the moon – The collision hypothesis" (PDF). Annual Review of Earth and Planetary Sciences. ج. 15 ع. 1: 271–315. Bibcode:1987AREPS..15..271S. DOI:10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-08.
  89. ^ R. M. Canup؛ E. Asphaug (2001). "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". Nature. ج. 412 ع. 6848: 708–12. Bibcode:2001Natur.412..708C. DOI:10.1038/35089010. PMID:11507633.
  90. ^ G. Jeffrey Taylor (31 ديسمبر 1998). "Origin of the Earth and Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. مؤرشف من الأصل في 2020-09-02. اطلع عليه بتاريخ 2007-07-25.
  91. ^ Robin M. Canup (28 يناير 2005). "A Giant Impact Origin of Pluto-Charon" (PDF). Science. ج. 307 ع. 5709: 546–550. Bibcode:2005Sci...307..546C. DOI:10.1126/science.1106818. PMID:15681378. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-06.
  92. ^ Brown، M. E.؛ Ragozzine، D.؛ Stansberry، J.؛ Fraser، W. C. (2010). "The Size, Density, and Formation of the Orcus-Vanth System in the Kuiper Belt". The Astronomical Journal. ج. 139 ع. 6: 2700–2705. arXiv:0910.4784. Bibcode:2010AJ....139.2700B. DOI:10.1088/0004-6256/139/6/2700. {{استشهاد بدورية محكمة}}: يحتوي الاستشهاد على وسيط غير معروف وفارغ: |PMCID= (مساعدة)
  93. ^ ا ب J. Laskar (1994). "Large-scale chaos in the solar system". Astronomy and Astrophysics. ج. 287: L9–L12. Bibcode:1994A&A...287L...9L.
  94. ^ Gerald Jay Sussman؛ Jack Wisdom (1988). "Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic" (PDF). Science. ج. 241 ع. 4864: 433–437. Bibcode:1988Sci...241..433S. DOI:10.1126/science.241.4864.433. PMID:17792606. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-24.
  95. ^ O. Neron de Surgy؛ J. Laskar (فبراير 1997). "On the long term evolution of the spin of the Earth". Astronomy and Astrophysics. ج. 318: 975–989. Bibcode:1997A&A...318..975N.
  96. ^ ا ب Wayne B. Hayes (2007). "Is the outer Solar System chaotic?". Nature Physics. ج. 3 ع. 10: 689–691. arXiv:astro-ph/0702179. Bibcode:2007NatPh...3..689H. DOI:10.1038/nphys728.
  97. ^ Stewart، Ian (1997). Does God Play Dice? (ط. 2nd). Penguin Books. ص. 246–249. ISBN:0-14-025602-4.
  98. ^ David Shiga (23 أبريل 2008). "The solar system could go haywire before the sun dies". NewScientist.com News Service. مؤرشف من الأصل في 2020-03-12. اطلع عليه بتاريخ 2008-04-28.
  99. ^ Batygin، K.؛ Laughlin، G. (2008). "On the Dynamical Stability of the Solar System". The Astrophysical Journal. ج. 683 ع. 2: 1207–1216. arXiv:0804.1946. Bibcode:2008ApJ...683.1207B. DOI:10.1086/589232. {{استشهاد بدورية محكمة}}: يحتوي الاستشهاد على وسيط غير معروف وفارغ: |PMCID= (مساعدة)
  100. ^ A. Gailitis (1980). "Tidal Heating of Io and orbital evolution of the Jovian satellites". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 201 ع. 2: 415–420. Bibcode:1982MNRAS.201..415G. DOI:10.1093/mnras/201.2.415.
  101. ^ R. Bevilacqua؛ O. Menchi؛ A. Milani (أبريل 1980). "Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case". Earth, Moon, and Planets. ج. 22 ع. 2: 141–152. Bibcode:1980M&P....22..141B. DOI:10.1007/BF00898423. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |displayauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |إظهار المؤلفين= (مساعدة)
  102. ^ Bruce G. Bills؛ Gregory A. Neumann؛ David E. Smith؛ Maria T. Zuber (2006). "Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos" (PDF). Journal of Geophysical Research. ج. 110 ع. E7: E07004. Bibcode:2005JGRE..11007004B. DOI:10.1029/2004JE002376. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-07.
  103. ^ C. F. Chyba؛ D. G. Jankowski؛ P. D. Nicholson (1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy & Astrophysics. ج. 219 ع. 1–2: 23. Bibcode:1989A&A...219L..23C.
  104. ^ Duncan & Lissauer 1997.
  105. ^ Marc Buie؛ William Grundy؛ Eliot Young؛ Leslie Young؛ Alan Stern (2006). "Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005". The Astronomical Journal. ج. 132 ع. 1: 290–298. arXiv:astro-ph/0512491. Bibcode:2006AJ....132..290B. DOI:10.1086/504422.
  106. ^ Tiscareno، M. S. (4 يوليو 2012). "Planetary Rings". في Kalas، P.؛ French، L. (المحررون). Planets, Stars and Stellar Systems. شبغنكا. ص. 61–63. arXiv:1112.3305v2. DOI:10.1007/978-94-007-5606-9_7. ISBN:978-94-007-5605-2. مؤرشف من الأصل في 2020-08-06. اطلع عليه بتاريخ 2012-10-05.
  107. ^ Iess، L.؛ Militzer، B.؛ Kaspi، Y.؛ Nicholson، P.؛ Durante، D.؛ Racioppa، P.؛ Anabtawi، A.؛ Galanti، E.؛ Hubbard، W. (2019). "Measurement and implications of Saturn's gravity field and ring mass" (PDF). Science. ج. 364 ع. 6445: eaat2965. Bibcode:2019Sci...364.2965I. DOI:10.1126/science.aat2965. PMID:30655447. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-04-12.
  108. ^ ا ب Jeff Hecht (2 أبريل 1994). "Science: Fiery future for planet Earth". New Scientist. ع. 1919. ص. 14. مؤرشف من الأصل في 2020-08-16. اطلع عليه بتاريخ 2007-10-29.
  109. ^ ا ب ج د ه K. P. Schroder؛ Robert Connon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 386 ع. 1: 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
  110. ^ ا ب ج د I. J. Sackmann؛ A. I. Boothroyd؛ K. E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. ج. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. DOI:10.1086/173407.
  111. ^ ا ب Ralph D. Lorenz؛ Jonathan I. Lunine؛ Christopher P. McKay (1997). "Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon" (PDF). Geophysical Research Letters. ج. 24 ع. 22: 2905–8. Bibcode:1997GeoRL..24.2905L. DOI:10.1029/97GL52843. PMID:11542268. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-19. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-21.
  112. ^ K. R. Rybicki؛ C. Denis (2001). "On the Final Destiny of the Earth and the Solar System". Icarus. ج. 151 ع. 1: 130–137. Bibcode:2001Icar..151..130R. DOI:10.1006/icar.2001.6591.
  113. ^ B. T. Gänsicke؛ T. R. Marsh؛ J. Southworth؛ A. Rebassa-Mansergas (2006). "A Gaseous Metal Disk Around a White Dwarf". Science. ج. 314 ع. 5807: 1908–1910. arXiv:astro-ph/0612697. Bibcode:2006Sci...314.1908G. DOI:10.1126/science.1135033. PMID:17185598.
  114. ^ T. S. Metcalfe؛ M. H. Montgomery؛ A. Kanaan (2004). "Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093". Astrophysical Journal. ج. 605 ع. 2: L133. arXiv:astro-ph/0402046. Bibcode:2004ApJ...605L.133M. DOI:10.1086/420884.
  115. ^ G. Fontaine؛ P. Brassard؛ P. Bergeron (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 113 ع. 782: 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. DOI:10.1086/319535.
  116. ^ Erik M. Leitch؛ Gautam Vasisht (1998). "Mass Extinctions and The Sun's Encounters with Spiral Arms". New Astronomy. ج. 3 ع. 1: 51–56. arXiv:astro-ph/9802174. Bibcode:1998NewA....3...51L. DOI:10.1016/S1384-1076(97)00044-4.
  117. ^ J. T. Cox؛ Abraham Loeb (2007). "The Collision Between The Milky Way And Andromeda". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 386 ع. 1: 461–474. arXiv:0705.1170. Bibcode:2008MNRAS.386..461C. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x.
  118. ^ ا ب Freeman Dyson (يوليو 1979). "Time Without End: Physics and Biology in an open universe". Reviews of Modern Physics. Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey. ج. 51 ع. 3: 447–460. Bibcode:1979RvMP...51..447D. DOI:10.1103/RevModPhys.51.447.
  119. ^ ا ب Simon A. Wilde؛ John W. Valley؛ William H. Peck؛ Colin M. Graham (2001). "Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago" (PDF). Nature. ج. 409 ع. 6817: 175–8. Bibcode:2001Natur.409..175W. DOI:10.1038/35051550. PMID:11196637. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-02.
  120. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue أرخايف:astro-ph/0512256.

فهرس

روابط خارجية


وسوم <ref> موجودة لمجموعة اسمها "lower-alpha"، ولكن لم يتم العثور على وسم <references group="lower-alpha"/> أو هناك وسم </ref> ناقص

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=تشكل_المجموعة_الشمسية_وتطورها&oldid=52774081»