Hipotesi nebular

Izarren eraketa
Behaketa
Aurkitzailea	Pierre-Simon Laplace eta Immanuel Kant

Hipotesi nebularra da kosmogoniaren alorrean gehien onartutako eredua Eguzki Sistemaren eraketa eta eboluzioa azaltzeko (baita beste planeta sistema batzuena ere). Eguzki Sistema Eguzkiaren inguruan dabiltzan gasez eta hautsez osatuta dagoela Iradokitzen du. Teoria, Immanuel Kantek garatu zuen, eta bere Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755) argitaratu zuen; 1796an, Pierre Laplacek aldatu zuen. Hasiera batean, Eguzki Sistemari aplikatua, planeta sistemaren eraketa prozesua unibertso osoan martxan dagoela uste da gaur egun. Teoria nebularraren aldaera modernoa, oso onartua, eguzkiaren disko-nebular eredua (SNDM) edo eguzkiaren nebular-eredua da^[1]. Eguzki Sistemaren hainbat propietateren azalpenak eskaini zituen, planeten orbita ia zirkular eta koplanarrak barne, eta haien mugimendua Eguzkiaren errotazioaren noranzko berean. Jatorrizko teoria nebularraren elementu batzuek oihartzuna dute planetaren eraketari buruzko teoria modernoetan, baina elementu gehienak ordezkatu egin dira.

Teoria nebularraren arabera, izarrak hidrogeno molekularreko hodei masibo eta trinkoetan sortzen dira, hodei molekular erraldoietan (GMC). Hodei horiek, grabitazio aldetik, ezegonkorrak dira, eta materia haien barnean batu egiten da multzo trinkoagoetan, eta, gero, biratu, kolapsatu eta izarrak sortzen dituzte. Izarren eraketa prozesu konplexua da, eta beti, izar gaztearen inguruan, gas protoplanetario-disko bat (proplyd) sortzen du. Horrek planetak sor ditzake zenbait egoeratan, oso ezagunak ez direnak. Beraz, planeta-sistemen sorrera izarren sorreraren emaitza naturala dela uste da. Eguzki antzeko izar batek, gutxi gorabehera, milioi bat urte behar ditu eratzeko, eta disko protoplanetarioa sistema planetario bilakatzen joango da hurrengoan 10-100 milioi urteetan^[2].

Disko protoplanetarioa erdiko izarra elikatzen duen akrezio diskoa da^[3]. Hasieran, oso beroa, gero, diskoa hoztu egiten da T Tauri izar deritzon etapan; orduan, litekeena da harriz eta izotzez egindako hauts ale txikiak sortzea. Aleak, azkenean, kilometro bateko tamainako planetesimaletan koagulatu daitezke. Diskoa nahikoa masiboa bada, kontrolik gabeko akrezioak hasten dira, eta, horren ondorioz, Ilargitik Marteraino tamainako enbrioi planetarioen eraketa azkarra —100.000 eta 300.000 urte bitartekoa— gertatzen da. Izarretik gertu, enbrioi planetarioek fusio bortitzen etapa igarotzen dute, lur-planeta batzuk sortuz. Azken etapak, gutxi gorabehera, 100 milioitik 1.000 milioi urte bitartean irauten du^[4].

Planeta erraldoien eraketa prozesua korapilatsuagoa da. Izozte-lerrotik harago gertatzen dela uste da, non enbrioi planetarioak, batez ere, izotz mota ezberdinez osatuta dauden. Ondorioz, hainbat aldiz masiboagoak dira disko protoplanetarioaren barnealdean baino. Enbrioia eratu ondoren zer gertatzen den ez dago guztiz argi. Badirudi enbrioi batzuk hazten jarraitzen dutela eta, azkenean, 5-10 lur-masetara iristen direla, diskoko hidrogeno - helio gasa gehitzen hasteko beharrezkoa den atalase-balioa^[5]. Nukleoaren gas metaketa prozesua motela da hasiera batean, hainbat milioi urtez irauten duena, baina eratzen den protoplaneta 30 lur-masa ingurura (M_L) iritsi ondoren, azeleratu egiten da, eta kontrolik gabe aurrera egiten du. Jupiter eta Saturno bezalako planetek beren masaren zatirik handiena 10.000 urtean soilik metatzen dutela uste da. Gasa agortzen denean akrezioa gelditu egiten da. Eratutako planetek distantzia luzeetan migra dezakete eratu bitartean edo ondoren. Urano eta Neptuno bezalako izotz erraldoiak huts egindako nukleoak direla uste da, diskoa ia desagertu zenean sortuak, beranduegi, alegia^[6].

1. ↑ Woolfson, M.M.. (1993). «Solar System – its origin and evolution» Q. J. R. Astron. Soc. 34: 1–20. Bibcode: 1993QJRAS..34....1W.. For details of Kant's position, see Stephen Palmquist, "Kant's Cosmogony Re-Evaluated", Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (September 1987), pp.255–269.
2. ↑ Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc. (2006). «Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years» Earth, Moon, and Planets 98 (1–4): 39–95.  doi:10.1007/s11038-006-9087-5. Bibcode: 2006EM&P...98...39M..
3. ↑ Andrews, Robin George. (10 August 2022). «Astronomers May Have Found the Galaxy’s Youngest Planet - The Webb telescope soon will help measure the world, which may offer insights into how our own formed.» The New York Times.
4. ↑ Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc. (2006). «Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years» Earth, Moon, and Planets 98 (1–4): 39–95.  doi:10.1007/s11038-006-9087-5. Bibcode: 2006EM&P...98...39M..
5. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P.. (2013). «Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks» The Astrophysical Journal 778 (1): 77 (29 pp.).  doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. Bibcode: 2013ApJ...778...77D..
6. ↑ Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc. (2006). «Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years» Earth, Moon, and Planets 98 (1–4): 39–95.  doi:10.1007/s11038-006-9087-5. Bibcode: 2006EM&P...98...39M..Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; et al. (2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets. 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. S2CID 120504344.